A propos des surfaces des satellites de Saturne, qui sont recouvertes de particules
Des images en couleurs améliorées, fin 2014, ont montré que, pour Téthys, Dioné et Rhéa, on constate des différences de couleur et de luminosité entre les deux hémisphères de ces satellites. Les couleurs rougeâtres foncées qui existent sur les hémisphères suiveurs (celui qui fait face à l'arrière de l'orbite), proviennent de l'altération engendrée par les particules chargées et les radiations de la magnétosphère de Saturne. Par contre, le côté plus clair des hémisphères meneurs (sauf pour Mimas et Japet, par ailleurs), lui, provient de poussière de glace de l'anneau E (qui est lui-même formé des particules de glace qu'émet le pôle sud d'Encelade). La surface d'Encelade, elle, montre une variété d'éléments colorés: une partie du gaz et de la poussière qu'émettent les fractures du pôle sud retombe sur la surface et renouvelle ces couleurs
Les 62 satellites de Saturne présentent encore de nombreux mystères: ils pourraient avoir un âge de 4 milliards ou simplement de 100 millions d'années et ils ne se sont pas formés en même temps, ont été réarrangés de diverses manières ou sont des objets capturés, tous éléments qui ont déterminé aussi leur composition. La présence d'océans souterrains est mal comprise
(le résumé des opérations n'est disponible qu'à partir de septembre 2005; ordre chronologique inverse; pour les passages effectués au cours de l'extension de la mission, ils ne font pas l'objet d'une section spécifique: les images sont soit ajoutées à (aux) la section existante soit font l'objet d'une rubrique spéciale dans celle-ci)
Passage à Japet du 10 septembre 2007
Le matériau sombre de Japet, Phoébé et Hypérion expliqué!
Alors que les astronomes savaient depuis longtemps que ce matériau sombre trouvait son origine dans le disque proto-planétaire et que, d'avoir échantillonné les astéroïdes, ils savaient que leur couleur s'échelonnait du gris-neutre au rouge sombre, ils n'avaient jamais pu donner un nom au matériau car ils n'avaient jamais trouvé, sur Terre, la substance équivalente. Ce ne fut qu'à la fin des années 1970 qu'ils furent capables de créer artificiellement, en laboratoire, un élément chimique, qu'ils appelèrent le "tholin". Le tholin est une substance organique, un hydrocarbone. Ainsi, la substance rouge de la plupart des astéroïdes et des trois satellites de Saturne est composée de ce matériau. Cependant, un assombrissement -et une dé-hydrogénisation- de ces molécules organiques par l'environnement spatial des trois satellites et des autres objets célestes a fait essentiellement que le tholin s'est transformé: il est devenu semblable aux grains de poussière interstellaire! Ce sont des processus qui, donc, rendent compte aussi de la variété de couleur des astéroïdes ou des objets de la Kuiper Belt
Un faible anneau découvert à l'orbite de Phoébé participe vraisemblablement aussi à l'assombrissement de Japet!
Un anneau immense, faible, découvert en octobre 2009, à l'orbite de Phoébé, par le Spitzer Space Telescope, ce télescope spatial de la NASA qui travaille dans l'infra-rouge, participe vraisemblablement aussi à l'assombrissement de Japet. La glace et la poussière de cet anneau semblent avoir leur origine à Phoébé
Cassini, le 10 septembre 2007, a effectué son second passage à Japet, passant à 1640 km (1000 miles) au-dessus de la surface. Japet est bien connu, parmi les satellites de Saturne, car il présente une différence nette (sombre/clair) entre une face sombre et une face claire. Le passage du 10 septembre a permis de mieux comprendre cette différence: il semble que le matériau sombre trouve son origine dans des lunes lointaines de Saturne, lesquelles orbitent en sens inverse de celui des satellites les plus importants. Ce matériau a donc frappé la lune du côté faisant face à la direction de l'orbite et celui-ci s'est assombri. En a résulté un processus thermal de type albédo. Le côté sombre absorbant plus de lumière et se réchauffant, il vaporise la glace d'eau de Japet, dont la vapeur va se reposer soit aux pôles mais aussi sur les zones de latitudes plus basses -mais sur la face opposée au mouvement de l'orbite. Le travail de l'albédo, ensuite, continue, le matériau sombre le devenant de plus en plus et le matériau clair s'éclaircissant. Les scientifiques pensent maintenant que le matériau sombre est une fine couche, d'aux alentours de seulement 30 cm d'épaisseur; la glace claire se trouve en-dessous et est sans doute le matériau originel de Japet. A la frontière entre les deux zones, par ailleurs -où l'on trouve des patchs brillants sur du terrain sombre et inversement- les patchs brillants se trouvent sur les pentes qui sont tournées en direction de l'hémisphère clair suiveur -ou du pôle sud- alors que les patchs sombres eux, se trouvent, sur des fonds de cratères et ils tournées vers l'équateur. Japet, comme Dioné, Phoébé, Hypétion, Epiméthée ou l'anneau F semblent partager un matériau sombre commun
 | Japet vu lors du précédent passage. On voit bien la différence de couleur entre les deux hémisphères de la lune. On sait aussi, maintenant, qu'une imposante chaîne de montagnes ceinture l'équateur de Japet. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Patchs sombres sur Japet. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Nous avons "éclairci" cette image, car elle fait bien ressentir la "couche" sombre de matériau -ici, dans une région de transition. NASA/JPL/Space Science Institute |
->Plus de détails sur la surface de Japet
Vous trouverez ci-dessous des images intéressantes supplémentaires concernant Japet (la plupart viennent des passages additionnels au satellite)
 | L'hémisphère meneur de Japet (à gauche) et l'hémisphère suiveur (à droite). Un des modèles d'explication de la différence entre les deux hémisphères pense que des particules de poussière, qui se dépose préférentiellement sur l'hémisphère meneur, procure une faible mais substantielle différence thermique, laquelle est suffisante pour provoquer un effet thermique qui fait évaporer la glace de Japet complètement sur un hémisphère et marginalement seulement sur l'autre. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Vue rapprochée de la chaîne équatoriale de montagnes de Japet (passage rapproché en septembre 2007). NASA/JPL/Space Science Institute |
Passage à Rhéa du 26 novembre 2005
Cassini a survolé Rhéa le 26 novembre 2005 à 500 km d'altitude. Rhéa est la plus importante lune de la planète aux anneaux, après Titan. Rhéa est constituée pour approximativement un quart de roche mélangé à trois-quarts de glace. Le passage révèle un satellite cratérisé dont la surface est couverte de régolithe de glace poudreuse; des milliards d'années d'impact ont sculpté la surface en l'aspect que l'on peut voir de nos jours. Sa surface ancienne est l'une des plus cratérisée de tous les satellites de Saturne; de subtiles variations d'albédo sur le disque laissent penser à une activité géologique passée. Plus récemment, Cassini, a vu que Rhéa comporte également des raies brillantes. Les données sur les satellites de Saturne commencent de permettre de poser le point de départ d'une interrogation: pourquoi des satellites qui ont à peu près le même âge ont des histoires géologiques différentes? Cette question, d'ailleurs, va dans le sens de ce qui se voit pour les planètes inférieures -Mercure, Vénus, Terre, Mars- du système solaire qui, formée de la même façon ont des histoires géologiques, donc des surfaces, différentes. Le nombre des cratères d'impact montre que Rhéa est un satellite très ancien alors que les lignes brillantes, elles, sont le signe d'une activité tectonique ancienne. Quelques "graben" (des fossés d'effondrement) ont également été observés sur Rhéa
Cassini, de plus -première dans le système solaire- a découvert un anneau autour de Rhéa. L'anneau, faible, composé sans doute de particules et de poussièresrésultant d'une collision de la lune avec un astéroïde ou une comète, fait de Rhéa le premier satellite du système solaire avec cette caractéristique. L'albédo de Rhéa, d'une façon générale, est très important. La mission Cassini, en 2010, a, de plus, détecté une atmosphère très; ténue -une exosphère- faite d'oxygène et de CO2. Le phénomène est dû au passage du champ magnétique de Saturn dont les particules énergétiques -éjectées des anneaux par l'ultraviolet du Soleil- viennent frapper la surface de Rhéa; les réactions chimiques dégagent l'oxygène (l'origine du CO2 est moins certaine). De tels exosphères pourraient être communes dans le système solaire voire contribuer à la présence de la vie. Le matériau qui vient d' Encelade frappe Rhéa de plein front et laisse une teinte corail sur le satellite. Des nuances plus sombres, couleur rouille se voient sur l'hémisphère suiveur et doivent être causées par de minuscules particules de plasma, cette matière si chaude, qu'on trouve dans l'environnement magnétique de Saturne, qui est un état gazeux de la matière si chaud que les atomes se partagent entre un ion et un électron. De minuscules "nano-particules", riches en fer, pourraient aussi être impliquées. Une couleur caractéristique qui se voit à l'équateur de Rhéa a amené à penser qu'il s'agirait d'une surface exposée lorsque du matériau en orbite -peut-être un anneau- se serait écrasé il n'y a pas très longtemps dans le passé. Le cratère Inktomi, un cratère d'impact qui a mis à jour du matériau, semble être l'élément géologique le plus récent sur Rhéa
 | Bien que surexposée, cette vue montre Rhéa dans sa totalité. Le bassin d'impact géant Tirawa se voit en haut à droite du centre. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cratère de 50 km (30 miles). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cratère dégradé de 90 km (56 miles). La surface de Rhéa est faite de régolithe de glace. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Deux grands bassins d'impact sont vus dans la partie supérieure de l'image. Ils ont été submergés par des impacts postérieurs. Vue, en couleurs améliorées, prise le 23 décembre 2005. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette image de Rhéa en fausse couleur intense, prise le 18/01/2006, accroît spectaculairement la vue du satellite. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Rhéa a aussi quelques raies brillantes. Elles semblent prendre leur origine dans les régions polaires nord (image dans le visible, 11 octobre 2006). NASA/JPL/Space Science Institute |
Images datant d'avant le passage:
 | Lors d'un passage relativement distant (247 000 km -153 000 miles), Cassini a obtenu cette vue rapprochée de Rhéa le 14 avril 2005. Un cratère rayonnant, clair est vue alors que Rhéa semble lourdement cratériée. Le Nord est en haut à 15°. sur la gauche. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Rhéa le 01/11/04. Rhéa est la deuxième lune, en ordre de taille, de Saturne. Il fera l'objet d'un passage rapproché le 26 novembre 2005, à une distance de 500 km (311 mi). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Rhéa le 10/11/04. Ce qui pourrait être un cratère de style Copernic est vue près du limbe et un grand cratère est vu juste sur le terminateur. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | En haut à gauche le bassin nommé Tirawa. Il a été découvert par les missions Voyager. Cet ancien site d'impact a un diamètre de 360 km (220 miles). Un autre bassin, peut-être plus grand se trouve au Sud de Tirawa, partiellement dans l'ombre. Vue prise le 02/06/05 à une distance de 1,8 million km (1,1 million miles). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Zone de cratères. Vue du 09/12/04. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Zone de cratères. Vue du 09/12/04. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Vue en couleur de Rhéa. Des cratères à bord inhabituellement polygonal sont vus en bas à gauche. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une zone brillante, probablement liée à un impact, recouvre une bonne partie de l'hémisphère de Rhéa qui fait face au sens de l'orbite. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une autre vue de la zone d'impact. Nous avons corrigé la luminosité pour permettre de mieux apprécier la structure. site 'Amateur Astronomy' à partir d'une photo NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Au-dessus des régions polaires sud de Rhéa. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Régions sud de Rhéa. Un fait intéressant de ces lunes lointaines est qu'en dépit qu'elles soient composées de glace, donc différentes des planètes terrestres, leur surface rappelle étrangement des corps comme la Lune ou Mercure. Le grand cratère à gauche est "Izanagi". C'est un des nombreux bassins d'impact de Rhéa (vue du 01/08/05; distance 255 000 km -158 000 miles). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Au centre à gauche, "Izanagi". L'autre bassin d'impact immédiatement au-dessus est la preuve que la lune possède de nombreux bassins de ce type (vue due 01/08/05). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cratère rayonnant (à droite) et un grand bassin rond (sur le terminateur). NASA/JPL/Space Science Institute |
Images datant d'après le passage:
 | Rhéa vu dans le visible le 21 mars 2006. La surface date probablement de plusieurs milliards d'années. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Les raies de Rhéa sont probablement des réseaux de fractures, comme sur Dioné. On pense qu'elles traversent un terrain plus ancien, avec cratères. On voit aussi, à gauche, des lignes plus fines, Nord-Sud (probablement aussi des fractures). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette vue de Rhéa montre un zonage, avec différence entre le Nord (haut de l'image) et le Sud (bas de l'image) du satellite. La vue étant en noir et blanc, le zonage se traduit en nuances de gris. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une zone de cratères près du terminateur (image prise lors d'un passage de Cassini à 200 km (100 miles) au-dessus de la surface en 2011). NASA/JPL/SSI |
 | Cette vue montre les différences hémisphériques de couleur sur Rhéa (en fausses couleurs). On voit le côté de la lune qui fait toujours face à Saturne; la moitié gauche du disque fait face à la direction orbitale, la moitié droite à la direction opposée. Il n'est pas habituel que les satellites (de glace) de Saturne présentent des différences d'albédo et de couleur par hémisphère et ce phénomène est vraisemblablement lié à des changements régionaus systémiques en termes de composition de surface ou de taille et structure mécanique des grains qui constituent le sol glacé. De telles variations de grande taille peuvent provenir de nombreux processus, ainsi de débris météoritiques qui frappent préférentiellement un côté de Rhéa. Ou d'un "balayage magnétique" (en anglais "magnetic sweeping") un processus selon lequel des ions, qui sont piégés dans le champ magnétique de Saturne, sont freinés dans celui-ci et viennent se déposer sur la surface du satellite. Les teintes légèrement rouges près des pôles signalent des changements compositionnels subtils qui pourraient être dûs à des différences dans l'exposition des surfaces aux débris météoritiques, ou au dépôt d'ions. Toutes ces différences pourraient varier aussi fonction de la latitude. NASA/JPL/SSI |
 | Une autre vue de la surface martelée de Rhéa (mai 2012). NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | Cette image est la dernière que Cassini a obtenue de Rhéa et on voit l'hémisphère nord du satellite. Le rebord nord du bassin d'impact géant Tirawa se voit le long du limbe à gauche. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
Passage à Dioné du 11 octobre 2005
Cassini a effectué un second passage à Dioné le 11 octobre 2005 à une altitude de 500 km (310 miles). Dioné est d'une couleur grise, comme la plupart des autres satellites de Saturne. Cela se voit particulièrement bien sur une vue en couleur où Dioné est vu sur le fond de Saturne. Dioné est lourdement cratérisée et des fractures dominent tout un côté du satellite. Il se pourrait que ce soit, en plus âgé, les failles tectoniques vues à Encelade. Dioné a vraisemblablement été active dans le passé et pourrait l'être encore, une sorte de copie d'Encelade ainsi que les autres corps du système solaire (Titan, Europe) qui possèdent un océan souterrain (et ce sont les corps les plus actifs). On a observé un faible courant de particules venant du satellite et les images montrent qu'il pourrait y avoir une couche liquide ou de glace fondue sous sa couche de glace dure. D'autres images de Cassini ont également montré des fractures anciennes, désormais inactives, semblables à celles qui, sur Encélade, continuent de projeter de l'eau et des particules organiques. Dioné est chauffée par les déformations engendrées par la gravité de Saturn (sur une orbite elliptique) et du fait qu'une couche de glace peut coulisser indépendamment du coeur. Ainsi les poussées gravitationnelles de Saturne sont-elles exagérées et produisent 10 fois plus de chaleur. Encelade serait devenu plus actif car une plus grande partie de roches dans son coeur aurait fourni, via ses éléments lourds, plus de chaleur radio-active. De hautes falaises de glace entourent ainsi des sortes de canyons. Une autre caractéristique de Dioné révélée par ce passage consiste en de petites failles parallèles, très denses. Bien que Dioné orbite à l'intérieur de l'anneau E -l'anneau formé depuis Encelade, Dioné n'a pas d'atmosphère. Les scientifiques, par ailleurs, vont se demander quelles sont les interactions en sens inverse (comment les particules de l'anneau influent sur la lune). Ce deuxième passage amène à penser que Dioné est simplement une version plus évoluée d'Encelade! Les noms que l'Union Astronomique Internationale (UAI) donne aux reliefs de Dioné sont tirés de l'Enéide de Virgile. On a remarqué que la surface de l'hémisphère meneur de Dioné est plus adouci que l'hémisphère suiveur (qui porte les fractures). Les deux hémisphères diffèrent, de plus, en luminosité (l'hémisphère suiveur est plus sombre que l'hémisphère meneur). Des études ultérieures ont montré qu'il y a certainement une activité géologique sur Dioné voire de type cryo-volcanique, du fait que le satellite semble fournir des particules de glace ionisées au plasma du champ magnétique de Saturne. Dioné, sur son orbite, est ainsi encerclé d'un nuage de méthane et de glace d'eau
Dioné, comme Phoébé, Japet, Hypétion, Epiméthée ou l'anneau F semblent partager un matériau sombre commun. Des 5 satellites formés de glace de Saturne, Dioné et Rhéa sont considérés comme des parents proches, ce qu'avait déjà commencé de voir les missions Voyager, ce qui vient probablement de la proximité de leurs orbites. Rhéa, cependant, n'a pas d'anneau. Les deux lunes sont plus sombres que les autres. Cependant des différences géologiques les séparent: ainsi, alors que des parties de Dioné sont lourdement cratérisées comme sur Rhéa, d'autres régions sont recouvertes de plaines, ce qui signifie que Dioné a dû être re-surfacée à un moment de son passé, processus que l'on ne trouve pas sur Rhéa.
En 2012, Cassini a confirmé l'existence d'une atmosphère très ténue -ou exosphère- à Dioné, une atmosphère fine et neutre; les ions d'oxygène y sont très peu nombreux (90000 atomes par m3 -2550 par pieds-cube). A la surface, cela équivaut à une altitude de 480 km (300 miles) sur Terre. Dioné, avec les anneaux de Saturne et Rhéa, se trouve donc être une source d'ions d'oxygène dans le système de Saturne et l'oxygène moléculaire y est donc commun. L'oxygène de Dioné peut provenir soit des photons solaires ou d'autres particules énergétiques qui bombardent la glace de la surface et en libèrent les molécules d'oxygène; des processus géologiques pourraient aussi être une explication. On pense qu'une couche sombre sur l'hémisphère suiveur de Dioné serait due au rayonnement de la magnétosphère de Saturne, amenant des éléments organiques de la surface du satellite à devenir plus sombre et plus rouge. L'hémisphère meneur, lui, est "peint" avec de la poussière glacée de l'anneau E de Saturne, lequel est lui-même alimenté par des minuscules particules éjectées d'Encelade qui se trouve à proximité. La surface fracturée de Dioné est certainement un indice d'un passé plus géologiquement actif, avec également un océan souterrain autour d'un noyau rocheux
 | Vue en couleur de Dioné. Le satellite est vu sur le fond de Saturne et de l'anneau. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Vue générale de Dioné. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Vue de Dioné à contre-jour. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Etrange: de petites failles parallèles et très denses. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une série de vues en fausses couleurs ont été appliqueées sur une vue générale de Dioné, faisant ressortir des zones aux matériaux différents. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Vue en couleur: cratères et diverses générations de fractures jeunes et brillantes, qui découpent le relief. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Rainures et rayures fines. Vue datant du 24 décembre 2005. Les grandes rainures blanches qui parcourent la surface de la lune -mieux visibles sur d'autres images- ont, de façon intéressante, toutes leur origine dans une région dont le terrain est plus sombre que le reste de la surface. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette jolie vue de failles tectoniques et de cratères montre que le satellite a connu une forme d'activité géologique. Vue prise le 24 décembre2005. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Vue détaillée de failles et de cratères. Vue prise le 24/12/2005. NASA/JPL/Space Science Institute |
Images datant d'après le passage:
 | Une autre vue de Dioné. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Gradient dans la densité des cratères sur Dioné: il y a plus de cratères à droite (l'hémisphère sub-saturnien) qu'à gauche (hémisphère anti-Saturne). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | L'hémisphère suiveur de Dioné diffère aussi de son hémisphère meneur en ce que le premier est plus sombre (à gauche) que le second (à droite). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Le terrain "filamenteux" de Dioné se voit bien, ici, en tant que région fracturée (image de 2010). Cet aspect vient de l'exposition de glace brillante le long des murs abrupts de longues lignes de falaises, ce qui indique une activité tectonique. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | photo rapprochée prise lors du dernier passage (été 2015) de Cassini à Dioné. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | un duo de cratères se surimpose sur des reliefs linéaires plus anviens. On pense que les "fossae" sont des reliefs tectoniques qui se sont formés lorsque la zone entre des failles tectoniques se sont effondrées sous la forme de structure en creux. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA |
Passage à Hypérion du 26 septembre 2005
->le matériau sombre d'Hypérion expliqué: il est de la même nature que celui de Japet. tous les détails!
Cassini est passé à Hypérion le 26 septembre 2005 à une distance de 500 km (310 miles). Hypérion, bien qu'un des lunes majeures de Saturne, est un corps mal agrégé et est d'une forme irrégulière, ainsi semblable aux petites lunes liées à l'anneau. Beaucoup de cratères sur Hypérion ont un fond sombre. Ce matériau sombre ne semble être épais que de quelques dizaines de mètres (dizaines de yards). Des traces de glissements de terrain ont été également repérées. Vu en couleurs naturelles, Hypérion a une couleur rougeâtre. Des hydrocarbones, ces bases de la formation de la vie, ont été observés sur Hypérion, confirmant que ces "briques de la vie" sont bien plus fréquents qu'on ne le pense dans l'Univers. Le matériau sombre pourrait pénétrer plus avant dans la surface du fait d'un processus dit "érosion thermique": la chaleur solaire fait pénétrer la substance. Hypérion, comme Phoébé, Japet, Epiméthée ou l'anneau F semblent partager un matériau sombre commun. On a observé de l'électricité statique sur Hypérion, laquelle éjecte des électrons dans l'espace environnant. Hypérion est le plus grand des satellites irréguliers de Saturne et pourrait résulter d'une collision violente qui aurait pulvérisé un corps important. On attribue l'aspect particulier, spongieux, d'Hypérion et ses nombreux cratères au fait qu'il possède une densité inhabituellement faible pour un objet de cette taille, ce qui laisse penser que le satellite est complètement poreux, avec une faible gravité de surface. Ces caractéristiques font que les objets qui impactent Hypérion tendent à compresser la surface plutôt que l'excaver et la plupart du matériau est éjecté dans l'espace sans retomber. L'axe de rotaion d'Hypérion évolue dans le temps de façon chaotique: on ne peut prévoir quelle sera son orientation dans le futur
 | Cela pourrait être la couleur d'Hypérion. Les diverses teintes pourraient être le signe que divers matériaux composent la surface (image modifiée par le site 'Amateur Astronomy' à partir d'une image en fausses couleurs de Cassini). NASA/JPL/Space Science Institute (image modifiée par le site 'Amateur Astronomy') |
 | Cassini a pris cette vue du limbe d'Hypérion alors qu'il s'éloignait du satellite. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cratères au fond sombre et matériau de glissement de terrain. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cassini a renvoyé des images de son dernier passage rapproché à Hypérion le 31/05/2015: de nombreux cratères montrent du matériau noir sur leur fond. Les images ont été prises à une distance de 34000km (21000 miles). NASA |
 | Vue plus détaillée que la précédente (à la même distance de 34000km (21000 miles). NASA |
Images datant d'avant le passage:
 | Hypérion vu de 2,2 millions de km (1,4 million miles), le 20/10/2004. NASA/JPL/Space Science Institute |
| Hypérion vu de 3,5 millions de km (2,2 million miles) le 10/12/2004. Hypérion est le plus grand satellite à forme irrégulière du système solaire. Il mesure 266 km de diamètre (165 miles). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Hypérion vu en octobre 2004 et en février 2005 de distances entre 1,3 et 1,6 millions de km (800,000-990,000 miles). L'altitude du passage de septembre 2005 a été abaissée de 990 à, 500 km (615-310 miles). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Hypérion vu le 23/02/2005 de 1,6 million de km (1 million miles). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une autre vue (de 1,3 million de km (824,000 mi). NASA/JPL/Space Science Institute |
Passage à Téthys, du 24 septembre 2005
Cassini est passé à Téthys le 24 septembre 2005 à une distance de 1500 km (930 miles). Cassini repassera à Téthys au cours de l'été 2007. Le vaisseau avait pour mission de photographier des parties du gigantesque canyon Ithaca Chasma et les régions polaires sud. Ithaca Chasma a été vu parsemé de cratères; cela signifie que la région est en fait une région ancienne. D'autre part, certains cratères ont un fond clair. Des études ultérieures sur Téthys ont montré une subtile différence de couleur entre le côté de la lune qui fait face à Saturne et le bord suiveur. Comme la plupart des satellites du système solaire, Téthys est couverte de cratères d'impact. Ainsi, si Téthys a un diamètre de 1062km (660 miles), le cratère Odysseus mesure 450km (280 miles) soit 18% de la surface (sur Terre, un cratère de cette taille serait grand comme l'Afrique). Les cratères, sur Téthys, sont venus oblitérer des bassins anciens. Des études ultérieures ont montré qu'il y a certainement une activité géologique sur Dioné voire de type cryo-volcanique, du fait que le satellite semble fournir des particules de glace ionisées au plasma du champ magnétique de Saturne. Une partie de Téthys semble plus réflective que l'autre dans l'ultra-violet. Des "arcs rouges", des lignes étroites et courbées se voient sur Téthys; ils pourraient être de la glace contenant des impuretés chimique ou le résultat de dégazage (ils pourraient aussi être associés avec d'autres éléments, ainsi des fractures qui n'atteindraient pas le degré de résolution des images). Sauf quelques cratères de petite taille sur Dioné, les reliefs de teinte rougeâtre sont rares sur les autres satellites de Saturne. Cependant, dans le système de Jupiter, des caractéristiques de cette teinte se voient sur la surface géologiquement jeunes d'Europe
 | Une vue centrée sur Ithaca Chasma. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Ithaca Chasma est vu ici de profil. Vue prise le 25/12/2005. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Le cratère Télémaque. Une vieille structure érodée, le cratère Teiresias se trouve immédiatement à sa gauche en haut. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Ces parages les plus au Sud d'Ithaca Chasme montrent des cratères au fond clair et de fortes falaises. Une vue étonnante!. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Vue de la surface en couleur naturelle obtenue à partir d'une vue en fausses couleurs de Cassini. Les nuances peuvent correspondre à des matériaux différents. image NASA/JPL/Space Science Institute modifiée par le site 'Amateur Astronomy' |
 | Vue, dans l'ultra-violet, d'Odysseus. Le bassin a une dimension de 450 km (280 miles). Photo du 24/12/2005. Le grand bassin d'impact Odysseus présente peut-être des différences de composition ou de structure du terrain exposé. Avec 450km de diamètre, on a là l'un des plus grands cratères d'impact qu'on peut trouver sur les satellites de Saturne et il pourrait avoir influencer de façon significative l'histoire géologique de Téthys. NASA/JPL/Space Science Institute |
Les images qui suivent datent d'avant le passage:
 | Téthys est vue ici au-delà du pôle sud de Saturne. Un relief, qui pourrait être un alignement de trois cratères apparaît sur la lune. Saturne se trouvait à 3,9 millions de km (2,4 millions de miles). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Téthys vue le 28 octobre 2004 à une distance de 256 000 km (159 000 miles). La surface est saturée de cratères et un terrain rainuré est vu en haut de l'image. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Ithaca Chasma. Une vaste structure (300 km -185-mile) avec de multiples anneaux est vue en bas à droite. Ithaca Chasma mesure 100 km (60 miles) de large en moyenne; le "canyon" parcourt les trois-quarts de Téthys (vers 1000 km -620 miles). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une autre vue d'Ithaca Chasma (en bas à droite). Le canyon pourrait avoir été créé par l'impact qui créa le cratère Odyssée. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Le cratère Odyssée (450 km -280 miles de diamètre). Le cratère est relativement semblable à ce qui se voit sur Mimas avec Herschel. On voit également une bande équatoriale sombre, typique de Téthys. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | A gauche, Carthage Linea pointe vers le cratère Turnus; Palatine Linea est en bas à droite. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Le bassin du cratère Odyssée (450 km -280 miles de diamètre) est en haut à droite. Un autre grand bassin d'impact est vu, de même qu'une bande plus claire. Le Nord est en haut, à 20° à gauche de la verticale. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une autre vue du cratère Odyssée. NASA/JPL/Space Science Institute |
Les images qui suivent datent d'après le passage:
 | Le cratère Mélanthius (245 km de diamètre -150 miles) est vu ici, au sud de Téthys. Sur la gauche, par ailleurs, une frontière distincte se fait entre une zone fortement cratérisée et une zone qui l'est moins. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Un zonage thermique semblable à celui que Cassini avait vu sur Mimas en 2010 (non documenté sur cette page) a également été observé sur Téthys en 2012. Cela laisse vraisemblablement penser que le processus qui crée ce zonage est courant dans le système saturnien (et ce zonage pourrait aussi exister dans le système de Jupiter). Le zonage sur les lunes de Saturne se produit par un bombardement par des électrons de haute énergie sur les latitudes basses du côté du satellite qui fait face à l'avant lors de l'orbite; la surface poussiéreuse est alors transformée en glace dure et elle ne se réchauffe plus aussi vite à la lumière solaire ni se refroidit la la nuit que le reste de la surface. De plus, Téthys reçoit également des particules venant d'Encelade ce qui fait que l'altération s'y produit plus rapidement que ne s'accumule cette dernière couche. Sur Téthys, à la différence de Mimas, le zonage thermique se voit aussi dans le visible comme une région en forme de lentille sombre, qui avait été repérée dàs la mission des Voyagers en 1980. NASA/JPL-Caltech/GSFC/SWRI |
 | Le cratère Odysseus est un énorme cratère d'impact de 450km (280 miles) de diamètre; il possède en son centre un anneau de falaises et de montagnes. Odysseus se trouve sur l'hémisphère "meneur" de Téthys. Le Nord, ici, est en haut de l'image. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
Passage à Encelade du 14 juillet 2005
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Encelade se révèle un monde divisé: au Nord, le terrain présente des impacts cratéritiques comme les autres satellites de Saturne alors qu'au Sud, les cratères sont plus rares et le terrain est couvert de fractures, de relief cordé et d'éléments longs et linéaires. Sur Encelade, d'une façon générale, un constraste existe entre du terrain ancien et du terrain neuf; ce dernier n'a pas eu le temps d'accumuler des impacts cratéritiques. Encelade doit cet albedo considérablement plus élevé par rapport aux autres satellites de Saturne de même composition car les jets polaires sud génèrent une pluie constance de grains de glace, ce qui donne une surface plus fraîche et lumineuse (les surfaces propres et fraîches, une fois exposées aux flux de l'espace, accumulent peu à peu de la poussière ainsi qu'elles subissent des dommages dûs aux radiations et elles s'assombrissent; le processus est dit, en anglais, "space weathering" ("usure spatiale"))Des études récentes confirment ce que l'on pensait: Encelade est un corps actif. Du cryo-volcanisme et des points chauds alimentent en permanence un énorme nuage d'atmosphère situé au-dessus du pôle sud du satellite. Cette activité est possiblement due à des tensions de marée gravitationnelle. Le nuage lui-même pourrait être dû à un point chaud géo-thermique. Les fractures qui ont été vues au pôle sud contribuent également. Il se confirme aussi, par ailleurs, qu'Encelade est bien à l'origine de l'anneau E. Cet anneau se forme de particules qui sont détachées d'Encelade par des impacts de micro-météorites. Une partie des particules reste autour d'Encelade et y forme un nuage de particules
Le passage de Cassini a montré que le pôle sud d'Encelade est plus chaud (-153°C avec de petites zones près des failles à -128°C (-307°F/-261°F) que l'équateur (-158°C --316°F)
Les données les plus récentes montrent que les failles dûes aux forces gravitationnelles, qui sont vues autour du pôle sud d'Encelade, sont très récentes (de l'ordre d'entre 10 et 1000 ans). Elles sont probablement à l'origine du nuage d'atmosphère situé au-dessus du pôle sud
Le 12 mars 2008, Cassini a effectué un flyby à basse altitude au-dessus d'Encelade, de façon à collecter des données des geysers (la sonde est passée à 50 km (30 miles) de la surface!). Le passage a également permis de mieux voir en détail le pôle nord de la lune, constatant que la région est beaucoup plus ancienne et cratérisée; les cratères y sont à différentes étapes de fracture ou d'altération du fait de la tectonique (et probablement du fait de la chaleur qui, dans le passé, a remonté des profondeurs). Les cratères, de plus, sont fissurés par de nombreuses fissures parallèles. Le passage, enfin, a permis, de façon inattendue, de voir que les matériaux éjectés par Encelade sont semblables à ce que l'on peut trouver sur une comète! La région des geysers, de plus, a été mesurée, en termes de températures, à, au moins, -93°C (-135°F), soit 93°C (200°F) plus élevées que les régions avoisinantes. Cassini, dans les éjecta du satellite, a trouvé des gaz volatiles, de la vapeur d'eau, du gaz carbonique, du monoxide de carbone et des matériaux organiques. Encelade s'est finalement révélé, en 2015, posséder un océan souterrain, lequel, vraisemblablement, nourrit les jets de vapeur, de particules de glace et de molécules organiques du pôle sud. En-dessous se trouve un coeur de roches de taille importante
illustration: le nuage d'atmosphère d'Encelade, NASA/JPL
Le point sur l'activité géothermale d'Encelade et son potentiel pour la vie Plus de détails sur l'activité géothermale d'Encelade et son potentiel comme un autre monde du système solaire qui pourrait abriter la vie. cliquer
->L'influence d'Encelade sur son environnement
L'impact de Saturne sur le système de Saturne semble plus important qu'on ne le pensait. Les particules de glace émises par les geysers du satellite, d'une part, nourrissent l'anneau E, infiltrent le champ magnétique de la planète, créent une zone en tore autour de Saturne et, comme les scientifiques l'ont découvert récemment, les particules d'Encelade, sont, de plus, piégées par le bord extérieur de l'anneau A (cela, d'ailleurs est surtout dû au fait que les particules, piégées dans le champ magnétique, "rebondissent" de pôle à pôle, passent, sur leur chemin, dans l'anneau A et y sont, pour partie, arrêtées. Cette découverte, d'ailleurs, pourrait servir à comprendre que l'ensemble du système de l'anneau influe sur le domaine magnétique de Saturne, en arrêtant certaines des particules qui s'y trouvent). On avait déjà découvert, à 240000 km (150000 miles) de la planète, un nuage de molécules de type eau, lequel migrerait, d'une certaine façon, vers l'intérieur, et serait aussi absorbé par l'anneau A. L'eau provenant d'Encelade forme un tore gigantesque de vapeur d'eau autour de Saturne et est à l'origine de l'eau que l'on trouve dans la haute atmosphère de la planète. Le tore mesure plus de 600 000km (373000 miles) et 60000km (37000 miles) d'épaisseur. Bien que l'essentiel de son eau se perde dans l'espace, les molécules d'eau, elles atteignent l'atmosphère saturnienne; elles le font scindées en atomes d'hydrogène et d'oxygène: quand l'eau se trouve dans le tore, un processus de dissociation a lieu qui transforme l'eau en hydrogène et hydroxyde plus l'hydroxyde se dissocie à son tour en hydrogène et oxygène. Même cet oxygène est dispersé dans l'ensemble du système saturnien. On a calculé qu'Encelade, chaque seconde, émet 200kg (440 livres) de vapeur d'eau. Comme Encelade orbite à à peu près 4 rayons saturniens, il alimente continûment le tore via ses jets de particules d'eau. On sait que l'atmosphère de Saturne contient un peu d'eau gazeuse dans ses couches les plus profondes mais l'énigme portait surtout sur la présence d'eau dans les couches supérieures; le mystère a été levé car l'eau d'Encelade qui, en majorité, ne se perd pas dans l'espace, ne gèle pas sur les anneaux ni ne tombe (peut-être) sur les autres satellites, se retrouve sur Saturne même! Cette eau d'Encelade explique aussi la production d'autres composants porteurs d'oxygène, ainsi le CO2. Enfin cette eau trouvée dans les couches supérieures de Saturne est transportée dans les couches inférieures et s'y condense (mais les quantités sont si faibles qu'il n'en résulte pas formation de nuages). Saturne et Encelade, par ailleurs, sont reliés électriquement car des lignes du champ magnétique de la planète rejoignent le pôle nord et le pôle sud de celle-ci; Encelade se trouve sur le chemin d'une partie de ces lignes magnétiques, ce qui contribue aussi à apporter des particules chargées du satelite dans l'atmosphère de Saturne, ce qui produit une tache de lumière ultraviolette à la surface de celui-ci. Les geysers des pôles d'Encelade donnent naissance à des structures longues, fines et sineuses à proximité du satellite. Ces structures atteignent l'anneau E dans lequel Encelade orbite car elles s'étendent jusqu'à des milliers de kilomètres (de miles) du satellite
Encelade est un monde de glace et de neige, peut-être semblable à Miranda, l'un des satellites d'Uranus et, par ailleurs, il semble avoir une atmosphère. C'est ce que Cassini a observé lors de son second passage au satellite, réalisé à une altitude de 500km (310 miles) seulement. Encelade est un monde d'étendues de glace, de rainures, de plaques et de terrain fracturé, avec cratères. Pour ce qui est de l'atmosphère, Cassini l'a découverte en mesurant la magnétosphère de Saturne. Celle-ci, en effet, est perturbée à Encelade ce qui permet de penser à une atmosphère, fine et de grande taille. Comme la gravité d'Encelade est trop faible pour la retenir, elle doit vraisemblablement être régénérée en permanence (ce qui pourrait être le fait de volcanisme, de gysers ou de gaz qui viennent de la surface ou de l'intérieur de la lune). Si une telle activité venait à être confirmée, cela ferait d'Encelade, avec Io et Triton (satellite de Neptune), le 3ème satellite du système solaire possédant une surface active. Dès les Voyager, on savait qu'une certaine activité géologique -quelle qu'elle fût- semblait responsable de l'anneau E de Saturne, un anneau constitué de particules de glace. Il se pourrait que ce soit cette activité qui soit également responsable du fait que de la neige fraîche se dépose en permanence à la surface d'Encelade. Ces relations complexes entre Saturne et son satellite comptent également une empreinte ultraviolette près du pôle nord de Saturne. Elle marque la présence d'un circuit magnétique qui relie les deux corps. L'empreinte a lieu là où les lignes magnétiques arrivent à Saturne. Le processus est le même que celui qui crée les aurores saturniennes: des électrons énergisés heurtent l'atmosphère de la planète. Le circuit provient d'un faisceau de protons ionisés qui se trouve près d'Encelade et qui est aligné avec le champ magnétique et de faisceaux d'électrons alignés sur le champ; des courants électriques passent d'Encelade aux pôles de Saturne. Le plasma ionisé, de grande taille, d'Encelade est dû aux interactions entre la lune et la bulle magnétique de Saturne. L'empreinte magnétique, sur Saturne, varie ce qui permet de penser que le rythme auquel Encelade émet des particules varie sans doute lui-même. L'empreinte, cependant, est beaucoup plus petite qu'une aurore; elle ne mesure que 1200 par 400 km (750 par 250 miles) soit la taille de la Suède; elle est également très faible en termes de luminosité. Elle se trouve vers 65° de latitude nord soit légèrement en-dessous de l'oval auroral. Les lignes magnétiques qui lient Encelade à Saturne aboutissent également au pôle sud mais, jusque là, aucune empreinte semblable n'y a été observée
| Composition de l'atmosphère d'Encelade | |
|---|---|
| Elément | Pourcentage |
| vapeur d'eau | 65 |
| hydrogène moléculaire | 20 |
| gaz carbonique, azote moléculaire, monoxyde de carbone | 15 |
Ce 3ème passage à Encelade a été le plus rapproché que Cassini ait effectué (175 km -109 miles- seulement de la surface). La cible la plus importante était la région polaire sud, géologiquement jeune, pour y rechercher la preuve d'une activité tectonique ou volcanique récente à l'échelle géologique. Les résultats correspondent à ce que l'on attendait. Les images révèlent des zones presqu'entièrement dépourvues de cratères d'impact, et encombrées de rochers de la taille d'une maison. L'image d'Encelade qui émerge de ces passages est que ce satellite a connu plusieurs épisodes géologiques (les autres lunes de Saturne, par contre, sont très fortement marquées de cratères et ont un terrain très tourmenté). La surface d'Encelade a été certainement re-surfacée par des mécanismes liés à de la tectonique. Il semble, par ailleurs, qu'une faille en forme de Y, aux alentours de 60° de latitude sud, isole les régions polaires des terrains plus âgés environnants. Cette faille pourrait aussi être la preuve que la rotation du satellite a évolué avec le temps du fait des forces gravitationnelles et que ces tensions ont été à l'origine de l'énergie nécessaire à l'activité géologique. La jeunesse de la région polaire se voit également du fait que la couverture de neige est faite de particules plus fines et qu'existent des crevasses. On a découvert en 2017 que la région polaire sud d'Encelade est plus chaude que prévu, vers 1 mètre en-dessous de la surface, ce qui laisse penser que l'océan liquide d'Encelade ne se trouverait que quelques kilomètres plus bas -soit plus près que ce qu'on pensait. Cet état de fait se trouve au-dessus de trois fractures inactives et ceci suggèrerait que le satellite a connu plusieurs épisodes d'activité à des endroits différents de sa surface, ce qui, de plus, est en accord avec une étude de 2016 qui a estimé que la croûte glacée d'Encelade a une profondeur moyenne de 18 à 22km (11 à 14 miles) et une épaisseur de moins de 5km (3 miles) au pôle Sud
 | Cette vue en couleurs améliorées (infra-rouge, vert, ultraviolet; l'image a été retravaillée par le site) montre en bas à droite les failles du pôle sud d'Encelade. L'aspect en forme de pétales d'une série de failles pointe vers une variation de la rotation du satellite. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une vue remarquable d'Encelade lors d'un autre passage, le 21 novembre 2009. On voit là l'hémisphère meneur (l'hémisphère occidental). Les terrains nouvellement formés, près du pôle sud, transitionnent vers des terrains plus anciens. Des bandes, sur l'hémisphère, entourent des zones quasi-polygonales de plaines fracturées, rainurées et striées d'âges géologiques très divers. Les plus vieux terrains sont ceux marqués de cratères en haut à droite alors que les terrains moins cratérisés sont moins anciens. Le terrain à gauche de l'image est encore plus jeune mais le terrain le plus jeune se situe en-dessous; il s'agit de la région la plus récemment formée. Image prise dans le visible. courtesy NASA/JPL/SSI |
 | Terrain du pôle sud vue de 208 km (129 miles), avec une résolution de 37 m (121 pieds) par pixel. Le terrain est tourmenté et faillé. L'encadré montre une vue détaillée, avec des blocs de glace de la taille d'une maison. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette vue très détaillée est une reprise du centre de la vue précédente. Des blocs de glace, dont l'origine est énigmatique, ont une taille entre 10 et 100 m (33-330 pieds). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Sur cette image prise le 24 décembre 2005, on voit une zone de transition entre un terrain avec rides et un terrain avec cratères. courtesy NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette image montre les liens magnétiques entre Encelade et Saturne. L'encadré, à droite, montre une vue en coupe des lignes magnétiques et le carré blanc, à gauche, montre l'emplacement de l'empreintre magnétique près du pôle nord et de l'aurore de Saturne. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL/JHUAPL/University of Colorado/Central Arizona College/SSI |
 | lors du passage du 14/10/2015 à 1839km (1142 miles) d'altitude, Cassini a pris cette image étonnante du pôle nord d'Encelade. Les régions nord sont traversées d'un réseau arachnéen de fissures fines qui traversent les cratères; ces fissures fines se voient partout sur Encelade. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | un trio serré de cratères vu lors du passage rapproché du 14/10/2015. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
Passage à Encelade du 11 août 2008
Lors de son passage à Encelade du 11 août 2008 (qui n'était pas au programme; le passage prévu du 12 mars ne faisant pas, ici, l'objet d'une rubrique), Cassini s'est centré sur l'origine des jets de particules et, en particulier, sur les fractures du pôle sud (qui portent le nom latin de "sulcus" -au pluriel "sulci"). Les sulci sont profonds de 300 m (980 ft), avec des murs quasiment à la verticale; les flancs extérieurs de certaines fractures sont, de plus, recouvertes d'un matériau fin. Ces fractures éjectent jusqu'à des centaines de kilomètres d'altitude des jets de vapeur d'eau et de particules organiques. Des surfaces finement fracturées, jonchées de blocs de glace d'une taille de dizaines de mètres (une dizaine de yards) ou plus entourent les sulci. Le mécanisme des jets est que de la vapeur d'eau vient du sous-sol et atteint la surface via des canaux étroits. Parfois l'eau finit par geler et par boucher le conduit. De nouveaux jets apparaissent alors ailleurs, au long de la même fracture. Les jets d'Encelade projettent dans l'espace environnant de la glace, des particules et même des traces d'éléments organiques... La corrélation entre les jets et l'influence gravitationnelle de Saturne, laquelle étend et stress les fissures a finalement été prouvé en mars 2012: les astronomes ont pu montré que le stress le plus fort (qui agit sur les fissures du pôle sud et les ouvre), a lieu juste après qu'Encelade ait fait sa plus proche approche de Saturne sur l'orbite. La force gravitationnelle de Saturne pourrait également déformer les fissures en faisant coulisser leurs bords l'un par rapport à l'autre et ces déformations-là ont lieu même quand le satellite est loin de la planète. L'inverse, par ailleurs, pourrait aussi être vrai. Une telle flexion pourrait bien être due à un océan souterrain global, ou local. Une grande quantité de chaleur est également produite par les marées gravitationnelles dans la région des fissures. La vitesse rapide de Cassini pendant ce passage (64000 km/h -40000 miles/h) a amené l'équipe des images à pratiquer une technique dite "skeet shooting" de façon à annuler le déplacement apparent trop rapide d'Encelade: on a pointé Cassini en avant du point de passage puis on l'a mis en rotation rapide dans le sens du déplacement apparent du satellite de façon à obtenir, pendant une période donnée, une équivalence entre les deux mouvements relatifs
 | Bagdad et Cairo Sulci vu pendant le passage du 11 août 2008. Les reliefs d'Encelade sont nommés sur la base des personnages et lieux des "Mille et Une Nuits". Les images ont une résolution variant de 10 à 24 m (33 à 79 ft) par pixel. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette image, qui a été prise lors d'un autre passage à Titan, le 21 novembre 2009, montre une autre région qui est, elle aussi, encombrée de blocs de glace. Cela semble bien montrer que ces formations sont fréquentes sur Encelade. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Vue en perspective de Baghdad Sulcus, une des structures linéaires et actives du pôle sud d'Encelade. La résolution s'étend de 12-30 m (40-100 ft) au centre de l'image à 50-80 (165-260 ft) sur les côtés. Chaque faille principale est large de 2 km (1,2 mile) et profonde de 280 à 360 m (910-1150 ft). Le relief a été accentué d'un facteur de 10. NASA/JPL/Space Science Institute/Universities Space Research Association/Lunar & Planetary Institute |
 | un spectre de masse montre les composants chimiques observés dans les jets d'Encelade par le Ion and Neutral Mass Spectrometer de Cassini le 12 mars 2008 (de gauche à droite: méthane, vapeur d'eau/éléments organiques simple, monoxyde de carbone/éléments organiques complexes, CO2). NASA/JPL/SwRI |
 | les mesures de gravité réalisées en avril 2014 laissent penser que Encelade possède une croûte extérieure de glace, de basse densité, un coeur de roche et un océan régional piégé entre les deux aux hautes latitudes sud. NASA/JPL-Caltech |
 | les évents d'Encelade proviennent de l'océan souterrain global du satellite. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA |
 | Encelade devant les anneaux de Saturne; on voit les jets de glace d'eau à son pôle sud (le point brillant, à droite, est une étoile qui se trouve dans le champ). site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | Cassini a exécuté son dernier passage rapproché à Encelade le 19/12/2015; il a capturé cette vue (à gauche) des sillons et des crêtes presque parallèles de la zone qu'on appelle Samarkand Sulci et il a également scruté les territoires nord (à droite) du satellite où il a capturé cette vue de deux types de terrain différents: une région de terrain ancien, couverte de cratères modifiés par des processus géologiques, se voit à droite alors qu'à gauche, la zone montre un terrain plissé, relativement dépourvu de cratères et vraisemblablement plus jeune (les images ont été colorisées par nous). site 'Amateur Astronomy' sur la base d'images NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | le dernier passage à Encelade a également donné accès à ces taches sombres qu'on voit sur cette image: ce sont, à l'évidence, des protrusions de grande taille, relativement sombre, constituées de glace solide provenant du soubassement ainsi que des blocs de glace dispersés sur le sommet -et aux alentours- de la crête bien visible qui traverse la paysage du Nord au Sud (d'en haut au centre au bas à gauche). Ces blocs de glace ont une taille qui varie de dizaines à des centaines de mètres (idem en pieds). La lumière utilisée pour l'image couvre un spectre plus large que celui de l'oeil humain). Une apparition de ce types de glaces se trouve aussi, dans ce paysage et ailleurs sur Encelade, sur les murs des fissures et des creux. La grande crête pourrait être un groupe de roche de forme triangulaire, penché (on parle sur Terre, en anglais, de "flatirons" mais, là, la forme est moins élevée). Comme il n'y a pas de vent sur Encelade, les facteurs d'érosion peuvent être la sublimation -passage direct d'un état solide à une état gazeux- ou des sortes de glissement de terrain. Le paysage de cette vue se trouve sur le côté du satellite qui fait face à Saturne, à quelques degrés au Sud de l'équateur; le Nord est en haut. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA |
 | la zone polaire nord d'Encelade (504km -313 miles) vue sur cette image prise en 2016 est fortement cratérisée par opposition à la région polaire du Sud, qui montre des signes d'une intense activité géologique centrée autour des grandes fractures appelées "rayures de tigre " qui émettent du gaz et de minuscules particules. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA |
Images de satellites dont le passage est à venir
->(rubrique vide)
Les Troyens de Téthys et Dioné
Divers
Les Troyens de Téthys et Dioné
Deux satellites de Saturne -Téthys et Dioné, ont des Troyens, ces satellites qui orbitent 60° avant et après le satellite principal, sur l'orbite de celui-ci. Télesto et Calypso sont les Troyens de Téthys; Hélène et Polydeuce sont ceux de Dioné. Polydeuce (S/2004 S5), le deuxième Troyen de Dioné, n'a été découvert que récemment par la mission Cassini. Les satellites Troyens sont situés, en général, à des points de Lagrange
 | Calypso, l'un des Troyens de Téthys, vu de 101 000 km (63,000 miles). Diamètre: 22 km (14 miles). Une couche de débris pourrait adoucir les reliefs. Image originale en fausses couleurs; "traduction" en vraies couleurs par notre site. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette vue, prise le 25/12/2005, montre Télesto vu de 20 000 km (12 000 miles). L'aspect doux de la surface laisse penser que Télesto, comme Pandora est recouvert d'un matériau glacé fin, de la taille de la poussière. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Télesto, sur cette vue prise le 11/10/2005, montre, de façon intéressante, des couches sédimentaires affleurantes. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Polydeuces (3 km -2 miles- de diamètre seulement!) est avec Hélène (qui, elle, fait 30 km -20 miles) un troyen de Dioné. Les satellites "troyens", semblables à ceux de Jupiter sont des satellites qui accompagnent un corps de 60° en avant et 60° en arrière du corps, sur son orbite. Polydeuces a été découvert par la mission Cassini. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Vue détaillée de Hélène, le Troyen de Dioné. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette autre vue d'Hélène montre bien comment la lune semble ensevelie sous les débris de ses cratéres, comme Télesto. L'image est dans le visible. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une autre vue d'Hélène (dans le vert). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une vue détaillée d'Hélène de janvier 2011. NASA/JPL/SSI |
 | vue rapprochée d'Hélène pendant un passage de Cassini le 3 mars 2010. La vue montre la face anti-Saturne de la lune, le Nord est en bas à 44° à gauche. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Semblable à la lumière cendrée que l'on peut observer avec la Lune, voici la lumière cendrée de Saturne -donc un "clair de Saturne"- sur Dioné. La lumière cendrée est encore plus importante sur la lune Hélène. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Ce phénomène, par contre, pourrait bien n'être particulier qu'à Saturne: un "clair d'anneaux". La lumière du Soleil vient d'en-bas à droite. Elle donne une ombre du globe de Saturne sur l'anneau (en bas à gauche) et elle illumine l'anneau de dessous, la lumière traversant celui-ci. La lumière diffuse en bas à droite est le "clair d'anneau", soit la lumière qui vient du côté éclairé de l'anneau et qui se projette sur Saturne. NASA/JPL/Space Science Institute |
