(le résumé des opérations n'est disponible qu'à partir de septembre 2005)
Saturne
L'anneau
Satellites liés à l'anneau
Le "Grand Finale"
->Plus de lueurs sur la formation des satellites de Saturne!
Des perturbations au sein des anneaux pourraient être à l'origine de la formation des satellites de Saturne, semblable à un évènement observé en avril 2014. Une lune nouvelle se forme dans l'anneau puis finit par le quitter et devenir un véritable satellite, fusionnant éventuellement, en route, avec une ou d'autres lunes en formation. Certains objets sont tellement de petite taille (de l'ordre de 800m) qu'ils ne sont que transitoires. On pense que Saturne avait un système d'anneaux beaucoup plus massif dans le passé, capable de donner naissance à des satellites de grande taille. La formation de ceux-ci finit par vider les anneaux de leur matériau, jusqu'à leur état actuel. Les satellites qui se sont formés les premiers sont devenus les plus importants et les plus éloignés de la planète. Des données sur la façon dont les anneaux se sont refroidis après l'équinoxe -moment auquel la mission Cassini était arrivée- ont permis de mieux comprendre la nature des particules dont sont composés les anneaux: le milieu de l'anneau A ne s'est pas refroidi comme prévu. Les particules des anneaux, d'une façon générale sont de nature poudreuse à l'extérieur, comme de la neige fraîche; elles sont couvertes de régolithe. Les particules, habituellement, sur une durée de l'ordre de 100 millions d'années, sont finalement réparties de façon égale; l'anomalie de l'anneau A laisse penser qu'il s'y trouve des particules de plus grande taille, qui, par exemple, pourraient provenir d'un satellite pré-existant
Cassini a terminé la phase de la mission consacrée à l'anneau de Saturne (septembre 2005)
La phase de la mission de Cassini consacrée à l'anneau de Saturne s'est terminée le 7 septembre et a apporté un certain nombre d'éléments (de l'extérieur à l'intérieur du système des anneaux):
- l'anneau en général: une carte thermique de l' anneau a permis de comprendre que les particules de l'anneau tournent sur elles-mêmes (entre plusieurs fois et moins d'une fois par orbite). Cette rotation semble lente comparée à leur périodes orbitales de 6 à 14 heures. L'extérieur de l'anneau A pourrait contenir des particules plus petites, ou qui sont en rotation plus rapide
- l'anneau G: un arc faible a été vue dans l'anse de l'anneau G
- l'anneau F: 1) des éléments vus dans l'anneau F sont soit des produits transitoires des interactions avec les lunes liées à l'anneau, soit des satellites. Certains ont ainsi été nommés provisoirement S/2004 S3 and S/2004 S6. 2) une structure spirale se trouve dans l'anneau F. Elle semble due à du matériau qui est épisodiquement éjecté du coeur de l'anneau et ensuite dispersé du fait des différentes vitesses orbitales des particules en question. L'éjection du matériau proprement dite semble dû à des satellites qui croisent l'anneau F et en dispersent les particules
- l'anneau A: des agrégats existent aussi dans la partie extérieure de l'anneau A
- l'anneau D: 1) deux vues, prises à 25 ans de distance, de la partie la plus intérieure de l'anneau -l'anneau D, montre qu'un ringlet (le ringlet D72) s'est déplacé de 200 km (125 miles) vers l'intérieur et a décru de plus d'une magnitude en luminosité par rapport aux autres ringlets. Une telle variabilité d'une partie de l'anneau de Saturne est vue comme un élément important pour la compréhension de la dynamique de celui-ci. 2) une vue rapprochée de l'anneau D montre un système d'ondes (longueur d'onde 30 km -19 miles) qui structure les particules. Il peut être dû à l'interaction gravitationnelle de Saturne ou à l'interaction du champ magnétique de la planète
cliquez sur la vignette-lien ci-dessus pour des vues illustrant le texte ci-dessus. images NASA/JPL/Space Science Institute sauf l'arc de l'anneau G: NASA/JPL/University of Colorado
Les matériaux dans le système saturnien datent des origines du système solaire (mai 2013)
Bien que leur surface ait été altérée par une pollution récente, Saturne, ses anneaux et ses satellites ont un âge de plus de 4 milliards d'années, soit de l'époque où les planètes du système solaire ont commencé à se former du disque (ou nébuleuse) proto-planétaire. La glace d'eau date aussi de cette époque car Saturne se trouve au-delà de la "ligne de neige" du système solaire. La patine supplémentaire des anneaux intérieures et des lunes proches provient des particules de glace venant des geysers d'Encelade; mais plus un anneau ou une lune sont éloignés, plus ils sont rouges du fait de la poussière venant de Phoébé. La teinte rouge de l'anneau B vient probablement de météorites extérieurs au système de Saturne et pourrait consister en fer oxydé (de la rouille) ou en hydrocarbons aromatiques polycycliques. La couleur rouge de Prométhée correspond au fait que ce satellite s'est construit par accrétion de particules de l'anneau (une exception dans la formation des satellites de Saturne)
La masse de l'anneau B, histoire des anneaux (janvier 2016)
L'anneau B est le plus brillant des anneaux de Saturne quand il réfléchit la lumière solaire mais il est, d'une façon générale, le plus brillant et le plus opaque (ce qui est cohérent avec d'autres études qui avaient trouvé des résultats similaires pour les autres anneaux principaux de la planète). En 2016, l'équipe de Cassini a démontré qu'il y a moins de matériau dans l'anneau B qu'on ne pensait, se fondant sur les données d'une série d'observations de Cassini observant une étoile brillante à travers l'anneau. Les astronomes ont identifié des ondes de densité dans les anneaux (ce sont des structures à échelle fine créées par la gravité des lunes saturniennes et celle de Saturne sur les particules de l'anneau); chaque onde dépend directement de la quantité de masse dans la partie de l'anneau où elle se trouve et les régions possédant la même quantité de matériau peuvent présenter des opacités différentes. On explique ce fait encore mal. Ces recherches sur la masse des anneaux ont des implications importantes pour l'âge de ceux-ci: un anneau moins massif pourrait évoluer plus rapidement, s'assombrissant plus rapidement du fait de la poussière météoritique et d'autres sources; ainsi, le moins l'anneau B est massif, le plus jeune il serait (peut-être quelques centaines de millions d'années au lieu de quelques milliards). Bien que la masse de l'anneau B soit, de façon inattendue, basse, quelques parties de l'anneau sont jusqu'à 10 fois plus opaques que l'anneau A voisin (mais l'anneau B, cependant, contiendrait l'essentiel du matériau des anneaux de Saturne; la masse globale des anneaux pourrait être estimée dans peu de temps). Alors que toutes les géantes gazeuses du système solaire (de Jupiter à Neptune) possèdent des anneaux, ceux de Saturne sont nettement différents et expliquer pourquoi ils sont si brillants et étendus est un défi important en termes de comprendre leur formation et leur histoire (il faudra une étude détaillée de la densité du matériau contenu dans chaque partie de l'anneau pour assigner la formation de celles-ci à un processus donné)
Des particules de taille intermédiaire dans les anneaux!
La mission Cassini a découvert que des particules de taille intermédiaire se trouvent dans les anneaux de la planète. D'où que ceux-ci semblent désormais s'analyser comme étant composés de particules dont la taille s'étage entre 1 cm (fraq12;") et la taille d'une maison, ces nouveaux objets (d'une taille d'aux alentours de 100 mètres -300 ft) et des deux véritables satellites qui orbitent dans l'anneau (Pan -30 km (19 miles) qui orbite dans la division de Encke, et Daphné -récemment découverte sous le nom de S/2005 S1, 7 km (4 miles) qui orbite dans la division de Keeler). Les nouveaux objets des anneaux existent par millions et on en a repéré l'existence du fait des traînées gravitationnelles qu'ils laissent sur les autres particules. Tout cela tend vers l'idée que les anneaux sont probablement nés de la destruction d'un même objet. Seules les deux satellites sont capables de balayer un espace dans les anneaux. Les "traînées gravitationnelles" que l'on voit sur la photo jointe mesurent 5 km (3 miles) de long
4 nouveaux anneaux. Une structure alternée dans l'anneau D
Cassini ayant pu observé le système de l'anneau de façon complète en contrejour, la sonde a trouvé un anneau faible à l'orbite de Janus et Epiméthée. Un autre anneau a été repéré à l'orbite d'une petite lune, Pallène -trouvée par la mission en 2004. Enfin, deux autres anneaux ont été vus, cette fois à l'intérieur de la division de Cassini. Les scientifiques maintenant vont chercher à trouver les lunes -ou les lunes fracassées voire des amas de gros rochers- dont on pense qu'ils sont à l'origine de ces anneaux. Une telle lune à perturbation gravitationnelle pourrait exister aussi près de l'anneau F -ou à l'intérieur de celui-ci. Une structure ondulante spirale a été par ailleurs observée dans la partie extérieure de l'anneau D. Elle semble être due à une collision, en 1984, entre une comète et un météore et l'anneau -ou une petite lune à cet endroit. La photo, à gauche, montre une vue globale, en contrejour du système des anneaux. NASA/JPL/Space Science Institute
Sans doute la découverte de Cassini la plus importante: les particules des anneaux sont groupées en amas et pas réparties uniformément!
Des études des anneaux de Saturne menées par Cassini sur la base d'occultations d'étoiles montrent que les particules des anneaux, au lieu d'être réparties uniformément comme on le pensait jusque là, se groupent, en fait, en amas. Le phénomène est en fait exactement le même que celui qui conduit à la formation de planètes dans les disques proto-planètaires. Si le disque était plus de loin de Saturne, ce début d'accrétion conduirait à la formation de nouvelles lunes. La proximité de la planète, au contraire, fait que la gravitation fait et défait constamment les amas et que ceux-ci ne peuvent dépasser une taille de 30 à 50 m (100-160 ft). Les amas de particules de l'anneau B sont larges et très plats et avec moins d'espace entre eux que ceux de l'anneau A. Les particules des amas de l'anneau B sont presque toujours en contact les unes avec les autres
Les anneaux ne sont pas une structure temporaire. Ils sont jeunes en même temps qu'ils ont existé depuis les origines de Saturne (décembre 2007)
Les études récentes montrent que les anneaux de Saturne ne sont pas une structure temporaire, qui aurait vocation à se dissoudre avec le temps. Lorsque les particules de glace, qui composent l'anneau, se fragmentent en particules plus petites, celles-ci, cependant, tendent à se ré-agréger de nouveau, et donc à maintenir la structure globale des anneaux. Ainsi, les anneaux, d'après les plus récentes études, ne seraient pas plus âgés que 100 millions d'années, résultat d'une lune fracassée par une comète. On pensait jusque là que les anneaux existaient depuis les débuts de Saturne. Mais Saturne, par ailleurs, semble avoir toujours eu des anneaux, lesquels furent toujours dûs à des destructions de lunes et à des processus de ré-agrégation de particules qui ont eu lieu régulièrement, ou la plupart du temps. Les anneaux, ainsi, de plus, devraient continuer d'exister pendant encore des milliards d'années. Les agrégations temporaires de particules dans les anneaux, comme par exemple dans l'anneau F, forment des objets d'une taille qui varie entre 27 m et 10 km (30 yards-6 miles) de large
La magnétosphère de Saturne est classique, mais avec un "anneau magnétique"
Les études les plus récentes de la magnétosphère de Saturne montrent que celle-ci présente la forme la plus classique d'une magnétosphère -en forme de comète- mais que, de plus, au niveau de l'orbite de Rhéa -soit 5 fois plus loin que l'anneau- on trouve un "anneau magnétique", qui en fait partie
-> (par ordre chronologique de découverte)
 | cliquez pour une aurore saturnienne; 1h sépare les deux images (images agrandies par le site) (à gauche) et une vue simultanée des deux aurores, boréale et australe (à droite). NASA/JPL/University of Colorado (gauche), NASA/ESA/STScI/University of Leicester (droite) |
Cassini se joint au télescope Hubble pour en apprendre plus sur les aurores de Saturne
Les aurores sur Saturne ont leur propre nature. C'est ce qu'apprennent des données recueillies par la mission Cassini et par le télescope Hubble. Jusqu'à présent, on pensait que les aurores saturniennes étaient une variété mixe entre celles de la Terre et celles de Jupiter. Les aurores sur Saturne peuvent subir des accroissements qui durent des jours contre 10 mn pour celles de la Terre ou au moins 1 h sur Jupiter. L'ovale auroral peut ne pas (comme sur Terre où la planète tourne en-dessous de lui) ou peut (comme sur Jupiter) tourner en même temps que la planète et, surtout, les aurores ne sont pas liées à la direction du champ magnétique du vent solaire comme elles le sont sur Terre (où la magnétosphère ne laisse le vent solaire entrer que lorsque sa polarité est sud. plus de détails) mais elles seraient plus liées à des ondes de choc de type ondes de pression qui affectent le vent solaire et les champs électriques. Bizarrement l'oval auroral, bien qu'augmentant de luminosité pendant les périodes de plus forte activité, rétrécit de diamètre dans le même temps. Enfin, les tempêtes magnétiques augmentent d'intensité à la frontière jour-nuit car les aurores y sont plus brillantes ou l'oval pourrait, de temps à autre, ne pas avoir ses deux extrêmités connectées. Sur Terre, les aurores sont essentiellement composées d'atomes d'oxygène et de molécules d'azote et sur Saturne, d'émissions d'hydrogène moléculaire et atomique. Les aurores sur Saturne, en plus de trouver leur origine dans les mécanismes que l'on connaît sur Terre (des particules du vent solaire sont conduits par la magnétosphère vers les pôles où ils interagissent avec les gaz chargés électriquement dans la haute atmosphère (du plasma), produisant de la lumière), peuvent également résulter d'ondes électro-magnétiques qui sont produites par le passage des satellites de Saturne dans le plasma magnétosphérique de la planète. Les aurores saturniennes varient de façon significative en l'espace d'un jour local (soit 10h et 47 mn). L'aurore augmente nettement pendant plusieurs heures vers midi et minuit heure locale, ce qui doit être dû à l'angle auquel arrive le vent solaire. Mais d'autres caractéristiques sont plus liées à l'orientation du champ magnétique de Saturne car elles réapparaissent d'un jour sur l'autre à la même heure et au même endroit. Les aurores se produisent à 1000 km (600 miles) au-dessus des nuages de Saturne. On a découvert de subtiles différences entre les deux aurores de Saturne. L'oval auroral nord est légèrement plus petit et plus intense que celui du Sud, ce qui signifie que le champ magnétique de Saturne n'est pas réparti également, étant légèrement inégal et plus fort au Nord qu'au Sud
Des éclairs sur Saturne!
Cassini, en août 2009, a observé des éclairs sur Saturne! Les flashs de lumière n'ont duré que moins d'une seconde et les images montrent leur origine, un nuage long de 3000 km (1900 miles) et les éclairs éclairaient la surface de Saturne sur un diamètre de 300 km (160 miles). Ces données laissent penser que le vaisseau a eu à faire à une tempête extrêmement forte, produisant des éclairs plus brillants que les plus brillants de ceux observés sur Terre. L'intéressant est que l'observation montre que les tempêtes saturniennes sont puissantes voire plus puissantes sur Saturne qu'elles ne le sont sur la Terre (même si elles n'ont lieu que moins fréquemment, avec une seule tempête, à un moment donné, pour l'ensemble de la planète). Ces planètes, de plus, peuvent durer pendant des mois, telle celle qui a eu lieu de janvier à octobre 2009, la plus grande tempête avec éclairs s'étant jamais produite dans le système solaire. Une zone latitudinale sur Saturne, où Cassini a détecté des émissions radio et des nuages de convection brillants, a été surnommée la "storm alley" (l'"allée des tempêtes"). Au cours de l'observation des éclairs, Cassini a également enregistré les craquements des ondes radio engendrées par les éclairs
Le mystère des irrégularités de la rotation de Saturne éclairci!
Comme pour Jupiter, la rotation de Saturne sur lui-même, n'est pas facilement mesurable du fait de l'absence de toute référence fixe sur leur "surface". Les astronomes, à la place, emploient ce qu'on appelle la "radiation kilométrique de Saturne", une émission radio en pic, spécifique de la magnétosphère de Saturne qui se reproduit à chaque rotation. Mais on s'est rendu compte que ce signal varie de façon significative, entravant toute prédiction fiable de la rotation saturnienne. Une étude de fin 2010 a élucidé ce mystère: un mélange d'interactions entre des injections de plasma, des courants électriques et le champ magnétique de la planète. La magnétosphère de Saturne, comme c'est le cas pour toutes les planètes, est "soufflée" par le vent solaire du coˆté opposé au Soleil. Or, Encelade, l'un des satellites de Saturne injecte dans la queue magnétosphérique des particules de glace, lesquelles sont magnétisées et transformées en un plasma dense et froid. Ce plasma, d'une manière ou d'une autre, fait que la magnétosphère subit un phénomène de "reconnection" à une certaine distance (les lignes magnétiques se reconnectent). Cet effet retour engendre, lui, d'énormes nuages de plasma chauds, qui participent à la rotation de la magnétosphère et y augmentent les courants électriques et les distortions du champ magnétique. En réponse à la pression, la magnétosphère, "explose" à intervalles et déforment les lignes du champ. C'est cela qui est à la cause des irrégularités de la radiation kilométrique. Le plasma de particules freine sans doute aussi la rotation même du champ magnétique de Saturne. La radiation kilométrique, d'une façon générale, est aussi liée aux aurores de Saturne, ce qui pourrait compliquer encore la variabilité du champ, de nombreuses petites sources radio se déplaçant aux longs des lignes du champ dans les régions aurorales, l'émission étant encore compliquées par les interactions entre les ondes radio elles-mêmes (ces sources radio sont également observées dans les émissions radio générées par les aurores terrestres. Enfin, l'influence d'Encelade, est plus ou moins prononcée selon le cycle des saisons dans le système saturnien et la magnétosphère de Saturne se complique encore du fait qu'Encelade semble y génèrer une assymétrie. Des données de 2011 ont aussi montré que les ondes radio venant de la rotation de Saturne varient différemment selon l'hémisphère. Les ondes venant d'aux alentours du pôle nord ont une rotation de 10,6h, celles du pôle sud de 10,8 et les longueurs s'inversent vers 7 à 9 mois après un équinoxe. Ces caractéristiques viennent vraisemblablement de variations des différentes valeurs des vents de haute altitude dans chaque hémisphère et pas d'une rotation hémisphérique différentielle. Les émissions de Saturne sont donc ainsi très différentes de celles de Jupiter. On a également remarqué que les aurores de Saturne varient en latitude selon la variation des ondes radio. Les signaux radio et les données aurorales sont donc complémentaires: toutes les deux sont liées au comportement de la magnétosphère saturnienne. Le champ magnétique, de plus, varie, au-dessus des pôles, aussi en accord avec ces variations. La pluie d'électrons qui atteint l'atmosphère de Saturne et produit les aurores produit également les émissions radio et affecte le champ magnétique
La position de Saturne mesurée très précisément!
Début 2015, on a couplé Cassini avec le radio-télescope VLBA ("Very Long Baseline Array") de la National Science Foundation américaine pour donner un résultat très précis de la position de Saturne et de ses satellites (avec une précision de 4km (2 miles)). Ce qui permet d'améliorer la connaissance de l'orbite et permettra d'améliorer la navigation des missions planétaires ainsi que la mesure des masses des objets du système solaire
 | Cette vue dans l'infrarouge montre des éléments brillants qui pourraient être le fait d'air chaud venant de niveaux bas et s'élevant à ces niveaux supérieurs (convection). La vue couvre de 18° à 50° de latitude Sud. site 'Amateur Astronomy' à partir d'images NASA/JPL/Space Science Institute |
 | De nombreux courants de nuages étroits, à structure filamentaire, sont l'autre grande caractéristique de l'atmosphère des planètes géantes gazeuses. Ces nuages s'étendent et se tordent sur de longues distances en maintenant leur intégrité (ils ne se mélangent pas avec les structures atmosphériques voisines). On appelle ce phénomène une "turbulence bi-dimensionnelle": les nuages se comportent comme un fluide dans, par exemple, un film d'huile à la surface d'une surface d'eau. Des tels couches nuageuses sont fines. Elles ne participent pas aux systémes tri-dimensionnels. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | L'hémisphère nord de Saturne a atteint le solstice d'été mi-2017, le solstice ayant eu lieu le 24 mai, ce qui apporte continûment la lumière du Soleil aux régions les plus au Nord de la planète. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | La haute atmosphère de Saturne -qui est vue ici à travers une partie de l'anneau- montre, sur cette image, des nuages "bouffants" et des structures filamentaires. Celles-ci sont semblables aux cirrus en enclume que l'on voit, sur Terre, sous le vent des orages. L'image est dans l'infrarouge. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette vue, prise avec un filtre sensible au méthane, montre les niveaux supérieurs de l'atmosphère de Saturne. Une image qui filtre le méthane montre comme sombres les zones où la lumière atteint plus profondément (passe par plus de méthane) dans l'atmosph&egave;re avant d'être réfléchie, d'être dispersée par les nuages et de ressortir. Dans de telles images, le plus la lumière s'enfonce dans l'atmosphère, le plus une partie d'elle-même est absorbée par le méthane et le plus la zone de Saturne apparaît sombre. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Comme Saturne est plus loin du Soleil que Jupiter, les nuages s'y forment plus bas dans l'atmosphère. D'où que les bandes de nuages -si célèbres à Jupiter- ne se retrouvent que plus bas à Saturne et elles sont donc moins apparentes. Cette vue, en couleurs améliorées, augmente le contraste et permet de mieux voir le phénomène. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une puissante tempête se développe dans la nuit de Saturne (vers le 25 janvier 2006). Dimensions Nord-Sud: 3500 kilometers (2175 miles). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une vue, déjà ancienne, des nuages de Saturne en relief (image dans le visible; le Nord est en haut à droite). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cassini a imagé l'hémisphère nord de Saturne, capturant ces bandes subtiles de nuages, aux tons divers. La vue est dirigée vers le terminateur qui se trouve en bas à gauche. Du relief vertical fait que les nuages les plus élevés projettent leur ombre sur ceux qui se trouvent plus bas. L'image a été acquise à à peu près 1,1 million de km (700 000 miles). image sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | Des nuages circulaires (infra-rouge). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une autre vue des nuages de Saturne en relief (image dans le visible, 23/01/2006). Le globe de Saturne et l'anneau, d'une façon générale, jouent avec la lumière du Soleil (la partie supérieure de la face de Saturne qui se trouve dans la nuit est faiblement éclairée par la lumière qui se reflète sur l'anneau; la partie inférieure reçoit encore plus faiblement la lumière qui réussit à passer à travers l'anneau). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette vue dans l'infrarouge (corrigé pour le visible par notre site) montre l'extension verticale de bandes de nuages. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Tempête entourée d'un halo de nuages brillants (ils le sont à toutes les longueurs d'onde). Vue prise le 24/01/2006 dans le visible. D'une façon générale, une bande, située vers 30° de latitude, dite, en anglais, la "storm alley" (littéralement allée des tempêtes") est là où se forment des tempêtes: deux jetstreams s'y déplacent à des vitesses différentes, créant un effet de cisaillement. On y trouve également les ovales de certaines tempêtes. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | La chaleur de l'intérieur de Saturne, vue sous forme de radiation infra-rouge, silhouette les nuages de surface. NASA/JPL/University of Arizona |
 | Cette vue dans le proche infrarouge montre à la fois une aurore à l'un des pôles de Saturne (en vert) mais montre aussi comment la chaleur venue de l'intérieur de la planète (en rouge) silhouette de dessous les taches des tempêtes ou les bandes nuageuses de Saturne, soulignant bien les systèmes de météorologie et courants de circulation profonds. NASA/JPL/University of Arizona/University of Leicester |
 | Cette vue montre comment Saturne (à gauche dans la nuit de Saturne; à droite, plus faiblement, sur la face illuminée) présente une météorologie aussi turbulente que celle de Jupiter en-dessous la brume et les couches supérieures. NASA/JPL/University of Arizona |
 | Cette autre vue, dans l'infra-rouge, des couches internes de Saturne montre comment la circulation y est semblable à celle de Jupiter. Cassini, de plus, permet de mieux comprendre les jet streams et les systèmes de bandes sur la planète: les tourbillons, situés de part et d'autre des vents de haute altitude qui courent sur la planète, alimentent ces vents -et non l'inverse comme on le pensait. Pour ce qui est dans bandes (claires pour les unes, sombres pour les autres), on pensait que les claires étaient là où de l'air montait, et inversement. En fait, le fait que Cassini n'ait vu d'orages que dans les bandes sombres amène à penser que ce sont ces bandes dans lesquelles l'air monte. Les deux phémonènes (bandes et jets), de plus, semblent les mêmes à Jupiter. Des jets streams importants, des régions où les vents soufflent plus fort, parcourent les latitudes de Saturne vers l'Est ou vers l'Ouest. De telles structures en vagues sont alimentées via la chaleur qui vient de l'intérieur de Saturne. La chaleur fait monter, de l'intérieur, de la vapeur d'eau. Celle-ci se condense par endroits du fait de la montée d'air et libère donc de la chaleur, laquelle forme des nuages et de la pluie. C'est cette chaleur qui, aussi, crée des tourbillons, qui font se déplacer l'air d'un côté et de l'autre. Là où l'essentiel du réchauffement par le Soleil a lieu, aux hautes altitudes de l'atmosphère, les tourbillons sont faibles mais ils sont plus forts dans les profondeurs de celle-ci. Ces tourbillons accélère les jets streams à la manière dont des rouleaux font avancer une chaîne d'usine. La plupart des jets streams soufflent vers l'Est mais certains le font vers l'Ouest. Ils soufflent dans des régions où la température varie de façon significative d'une latitude à une autre. Les jets streams ont également lieu là où les températures varient fortement d'un endroit à l'autre, une perturbation déplaçant de l'air chaud dans une région plus froide ou vice-versa. Les tourbillons peuvent être faibles à l'altitude où l'essentiel de la lumière solaire frappe alors que certains peuvent être plus fort à des profondeurs plus fortes. NASA/JPL/University of Arizona |
 | Impressionnant! Un ouragan permanent se trouve juste au pôle sud de Saturne! Cette vue est dans l'infrarouge et montre bien le mur de l'oeil du cyclone. On ne manquera pas de se rappeler que Saturne, dans la mythologie, est le frère des Cyclopes... Les murs de la tempête ont une hauteur 2 à 5 fois supérieures à celle des ouragans terrestres et le diamètre atteint 8000 km (5000 miles). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | vue du vortex polaire sud de Saturne qui, de plus, contient des tempêtes de convection fortes, qui sont des structures convectives qui s'élèvent des profondeurs. Elles sont vues, ici, à travers la brume atmosphérique. L'anneau extérieur est semblable au mur d'un ouragan terrestre mais il est beaucoup plus grand. Le vortex polaire sud de Saturne, sur cette image, est dix fois plus détaillés que sur toute image antérieure et on y voit une foule d'éléments: les nuages saturniens proviennent de la convection (les gaz chauds s'élèvent dans l'atmosphère où, avec l'altitude, ils se refroidissent et se condensent en nuages. L'"oeil" du vortex, comme pour les ouragans terrestres, se compose de gaz plus chauds que le reste du cyclone. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Le pôle nord de Saturne, lui, s'orne d'une structure hexagonale. Il s'agit d'un vortex polaire, de nature et de forme semblables au vortex que l'on trouve sur Terre. Sur Saturne, ce vortex dure depuis les missions Voyager, il y a 26 ans et, auparavant, par les Pioneer; c'est alors qu'il avait été appelé l'"hexagone". Il a un diamàtre de 15000 km (25000 miles) et il est lié à des nuages situés à une profondeur de 75 km (47 miles). L'hexagone pourrait être un jet stream à méandres, à 77° de latitude nord. Les hexagones nord et sud semblent liés à des masses d'air qui se déplacent vers les p&ocic;les et qui y sombrent ou il pourrait s'agir d'une onde planétaire polaire forte s'enfonçant loin dans l'atmosphère. Les deux hexagones pourraient être aussi dûs à des cumulus tournant autour des pôles, portant de gigantesques orages -lesquels engendrent de la condensation et de la chaleur dans les profondeurs des couches supérieures de Saturne. Ces orages seraient composés d'hydrosulfite d'ammonium (en anglais: "ammonium hydrosulfide"). Aussi bien le vortex que la zone de jet streams en forme d'hexagone montrent des bords nettement délimités. NASA/JPL/University of Arizona |
 | Une vue plus détaillée -et animée- de l'hexagone nord. Une tache se voit dans l'hexagone. Elle pourrait être liée à une tache sombre qui y avait été vue en 2006. Des vues par un des Voyager montrait une grande tache située hors de l'hexagone; elle a existé jusqu'en 1991 puis a disparu dans le long hiver boréal saturnien. Les saisons pourraient induire un changemnet de couleur dans la région comprise par l'hexagone du pôle nord de Saturne; en particlier, le passage d'une couleur bleuâtre à une teinte plus dorée pourrait être dû à la production accrue de brumes photochimiques dans l'atmosphère quand le pôle approche du solstice d'été. En hiver, l'hexagone pourrait agir comme un barrière, empêchant les particules de brumes produites à l'extérieur de lui d'y pénétrer. Chaque bande de latitude représente de l'air qui circule à une vitesse et des nuages à une altitude qui sont différentes de celles qu'on trouve dans les bandes adjacentes et, là où les bandes se rencontrent et se croisent, leurs interactions produisent tourbillons et remous. Avec l'approche de l'été au Nord de Saturne, un vortex hexagonal a été découvert en haute altitude, semblable à celui qui existe plus bas dans la couche de nuages; ce dernier, ainsi, pourrait influencer ce qui se passe au-dessus de lui. L'hexagone du pôle nord fut découvert dans les années 1980 par un des Voyager de la NASA: il s'agit d'une onde à vie longue qui est probablement liée à la rotation de la planète (ce type de phénomène, comme le Jet stream polaire, se voit aussi sur Terre) . NASA/JPL/University of Arizona |
 | les orbites inclinées de Cassini ont produit, pour les scientifiques de la mission, des vues vertigineuses des régions polaires nord de Saturne: nuages de tempête bouillonnants et vortex central (au centre de l'hexagone). Ces régions, avec l'avancement des saisons, sont désormais éclairées par le Soleil et sont photographiables en lumière visible. Cette structure est semblable à un ouragan terrestre: il utiliser de la vapeur d'eau pour le sustenter et il possède un oeil (de 2000 km de diamètre sur cette vue) où n'existent pas de nuages (ou seulement des nuages bas), un "mur" de nuages élevés entourant l'oeil alors que d'autres nuages tournent autour (dans le sens contraire des aiguilles d'une montre pour l'hémisphère nord). L'ouragan de Saturne tourne 4 fois plus vite qu'un ouragan terrestre et il est bloqué au pôle; on pense que cette tempête massive existe depuis des années. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | vue comparée des ouragans du pôle sud (à gauche) et du pôle nord (à droite) de Saturne, des anneaux de nuages et de brume circulant autour des pôles. Au Nord, les vents atteignent 523 km/h (325 miles/h) et la région est bordée par un hexagone. Au Sud, on trouve un oeil central, sans nuages. Ces ouragans sont vraisemblablement mus par la convection qui s'élève des profondeurs de la planète. NASA/JPL/University of Arizona |
 | cette vue du pôle nord de Saturne a été prise le 26/04/2017, le jour où Cassini a commencé la partie "Grand Finale" de la mission, s'approchant de la planète pour son premier plongeon dans la séparation entre Saturne et les anneaux. Le pôle nord continue de bénéficier du solstice d'été de l'hémisphère nord, qui avait eu lieu le 24 mai 2017. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | cette vue de la région polaire nord de Saturne montre, en même temps, l'aurore (bleu) et l'atmosphère (rouge). NASA/JPL/University of Arizona |
Les anneaux sont restés une source de mystère depuis que Galilée les découvrit en 1610. Leur formation pourrait avoir été concomittente à celle de Saturne ou ils résulteraient de la destruction d'un satellite ancien passé trop près de la planète et détruit par la force gravitationnelle. Dans certains cas, on connaît l'origine des divisions et des anneaux de moindre importance -ainsi Pan, lune de petite taille ouvre la division d'Encke- mais dans d'autres cas on les comprend encore mal. On débat encore sur le point de savoir si les structures des anneaux ont toujours existé ou si elles ont évolué avec le temps. La mission Cassini a découvert que les anneaux portent de l'ombre sur la planète au cours de certains saisons saturniennes et entraînent tout un ensemble de changement dans l'atmosphère. L'anneau de Saturne est au milieu de sa vie: il n'est pas vraisemblable qu'il soit plus âgé que 100 millions d'années et il devrait avoir disparu d'ici encore 100 autres millions d'années (les anneaux se dissolvent du fait de la gravité de Saturne: des grains de poussière -ou "pluie de l'anneau" (en anglais "ring rain")- de particules de glace tombent sur la planète via l'influence du champ magnétique de celle-ci). Les anneaux se sont vraisemblablement formés d'une comète détruite gravitationnellement alors qu'elle s'était approchée trop près de Saturne ou un par un évènement qui a détruit une première génération de satellites formés de glace. Une série de traînées générées par des impacts, dans l'anneau F, qui ont la même longeur et orientation, montre qu'elles ont été vraisemblablement causée par un grand nombre d'objets impactant qui ont tous frappé l'anneau dans le même temps. Ce matériau provenait de courant en orbite autour de Saturne et ne provenant pas de l'extérieur du système planétaire. Des images rapprochées des anneaux ont fait apparaître trois textures distinctes: massif, lisse et strié et ceci montre que ces texture se produisent dans des ceintures possédant des frontières bien délimitées mais la raison en reste encore inconnue. De façon contradictoire, des bandes faibles d'eau de glace se trouvent dans la partie la plus externe de l'anneau A, une zone qui est cependant hautement réflective. L'eau de glace est la composante principale des anneaux, qui ne contiennent ni glace d'ammoniaque ou de méthane. On ne trouve pas de composants organiques, une surprise puisque des matériaux organiques provenant de l'anneau D tombent dans l'atmosphère saturnienne
->Un immense anneau, diffus et qui ne se voit que dans l'infra-rouge, a été découvert à l'orbite de Phoébé!
Un anneau, très diffus, composé de glace et de poussière, incliné de 27° par rapport au système principal des anneaux a été découvert en octobre 2009 par le Spitzer Space Telescope, ce télescope de la NASA dans l'infra-rouge. Le nouvel anneau se trouve entre 5,9 et 11,9 millions de km (3.7 and 7.4 millions de miles) de Saturne et il a une épaisseur de 20 diamètres saturniens. Phoébé, dont l'orbite se situe à la même distance, est vraisemblablement à l'origine des particules. L'anneau, de plus, semble être aussi la réponse aux particules qui ont assombri un hémisphère de Japet! L'anneau, comme Phoébé, a une orbite rétrograde. L'anneau le plus important de Saturne a été découvert dans l'infrarouge par le Spitzer Space Telescope; il a un diamètre de 300 fois celui de la planète
->Traînées gravitationnelles et petites lunes dans une zone de l'anneau A (novembre 2007)
Une zone de 3000 km (1860 miles) de large de l'anneau A fait apparaître de nombreux sillages gravitationnels (qualifiés en anglais de "propeller-like", "en forme d'hélice"). Ces sillages sont situés dans le sens du mouvement orbital de l'anneau et se trouvent, tous, de part et d'autre d'une petite lune, qui leur donne naissance. Le sillage de devant et celui de derrière mesurent entre 16 et 32 km (10-20 miles) et la zone de l'anneau A pourrait ainsi comporter des milliers de ces petites lunes, dont la taille varie d'un camion semi-remorque à un stade de football. Le peu de largeur de cette zone de l'anneau A laisse penser que ces lunes trouvent probablement leur origine dans le fait qu'une lune plus grande (vers 32 km -20 miles) a été fracassée par l'impact d'un astéroïde ou d'une comète. Cette théorie est cohérente avec la théorie dite "des collisions en cascade" sur l'origine des anneaux de Saturne: il semblerait que la première destruction d'un grand satellite, qui aurait eu lieu il y a des centaines de millions -voire des milliards- d'année, commença de donner naissance aux anneaux puis des collisions et des destructions ultérieures, plus petites, au sein de ces anneaux, compliquèrent la structure de ceux-ci
Les particules de l'anneau groupées par densité même au niveau le plus fin (février 2008)
Un processus encore inexpliqué ajoute à la régularité de l'espacement des particules des anneaux: des résonances régulières ont été trouvées dans des zones densément peuplées de l'anneau B ou de la partie la plus intérieure de l'anneau A. Les particules de l'anneau peuvent entrer en collision et, leur vitesse étant ainsi modifiée, elles se retrouvent dans ces zones denses. Les différences de vitesse entre les particules n'influent pas sur la position relative des zones. Ces zones ne sont séparées que 100 à 250 m (320-820 ft)
 | trois positions du nouveau satellite découvert dans l'anneau G. NASA/JPL/Space Science Institute |
Le satellite découvert dans l'anneau G amène à penser que les anneaux faibles de Saturne sont dûs à la présence en leur sein de tels objets (mars 2009)
Une nouvelle lune de Saturne a été découverte dans l'anneau G et elle est probablement la source des particules de l'anneau. L'objet ne mesure que ½-km (1/3 de mile) de diamètre et la découverte permet d'affirmer, désormais, que, dans le monde de Saturne, trois anneaux -en-dehors des plus importants, sont liés à un satellite qui orbite en leur sein et qui en fournit les particuels. Les astronomes de la mission, auparavant, avait découvert, dans l'anneau G, un arc étroit, relativement brillant, s'étendant sur 1/6ème de l'arc (150 000 km -90000 miles) et de 250 km (150 miles) de large. L'orbite du nouvel objet, de plus, semble sous l'influence de Mimas, qui est proche et dont on pense qu'elle maintient la cohésion de cet arc. Comme pour les autres anneaux faibles de Saturne, il se pourrait qu'il y ait encore d'autres objets -d'une taille s'étageant entre 1 et 120 m (quelques ft à quelques centaines de ft)- dans l'anneau G. Les particules qui composent ces anneaux sont vraisemblablement produites par des collisions entre des météorites, ces objets et les petites lunes et entre ces objets entre eux
Les anneaux sont plus épais que prévu par endroits! (septembre 2009)
Des formes d'irrégularités aussi hautes que les Montagnes Rocheuses ont été observées par Cassini dans l'anneau. Cela tend à laisser penser que les anneaux de Saturne ne sont pas aussi fins qu'on le pensait. Ils pourraient être épais jusqu'à 5 km par endroit. Ces zones seraient des "nuages" de débris provoqués par des impacts ou par les actions gravitationnelles des satellites de Saturne. Les anneaux, à l'opposé, peuvent être aussi fins que 10 m (30 ft)! Ces découvertes ont été faites dans l'été 2009; 2009 était une année où les anneaux étaient dans le plan de la planète -vu de tout le système solaire- ce qui a permis à Cassini de repérer les ombres projetées par ces irrégularités. Cette particularité a aussi permis à Cassini d'observer qu'un phénomène inconnu avait incliné une vaste région des anneaux intérieurs par rapport au champ gravitationnel de Saturne en une durée de temps relativement courte, au début des années 1980 puis que cette perturbation, avec les années, du fait de la tendance naturelle d'orbites ainsi inclinées, avait donné aux anneaux un aspect général de "tôle ondulée", s'étendant de l'anneau D au bord intérieur de l'anneau B, sur 17000 km (11000 miles). Les particules des anneaux, par zones concentriques, varient faiblement en hauteur. On a également vu que des objets frappent, par intervalle, les anneaux, y créant de petits nuages de particules
Les changement équinoxiaux de l'anneau (november 2009)Les anneaux ont une épaisseur usuelle de 9 m (30 ft). Lors de chaque nuit saturnienne, les anneaux sont plongés dans la nuit, qui peut durer entre 6 et 14 heures. Au moment d'un équinoxe de Saturne, tous les 15 ans, les anneaux plongent dans l'obscurité pendant 4 jours! Ils atteignent ainsi, comme Cassini l'a observé en novembre 2009, leur température la plus basse, à -230° C (-382° F). La seule énergie, très faible, que les anneaux reçoivent alors, vient de Saturne même. Cassini a également observé que l'anneau A ne s'était pas autant refroidi que le reste de l'anneau. Cela pourrait être dû au fait que les lunes associées à l'anneau génèrent des "vagues" gravitationnelles au sommet desquelles les particules continuent de recevoir la lumière du Soleil
Les hélices gravitationnelles mieux expliquées (juin 2010)
Une nouvelle catégorie d'objets, dans les anneaux, sont à l'origine de trous en forme d'hélice dans une région dite "ceintures des hélices" ("propeller belts" en anglais) de l'anneau A. Ces objets sont plus petits que des satellites mais plus grands que les particules des anneaux. Ils se comptent par millions mais ne sont pas assez grands pour avoir balayé toutes les particules de leurs orbites comme ont pu le faire Pan et Daphnis. Plus loin dans le même anneau, on trouve des objets de même type mais plus grands, dont les "hélices" mesure jusqu'à plusieurs milliers de km (milliers de miles) de long et plusieurs km (plusieurs miles) de large. Ces objets semblent perturber l'épaisseur habituelle de l'anneau (qui est d'aux alentours de 10 m (30 ft)) en la portant jusqu'à 0,5 km (1600 ft). On pense que ces objets ont un diamètre d'1 km (0,5 miles) et qu'ils sont au nombre de quelques dizaines. Leurs orbites se déplace sur la base de diverses influences gravitationnelles. Les perturbations gravitationnelles de Prométhée, par ailleurs, déclenchent, dans l'anneau F, la formation d'objets qui peuvent atteindre 20 km (12 miles) de diamètre. De telles "boules de neige" ne durent probablement que quelques mois. L'objet S/2004 S6, qui mesure entre 5 et 10 km (3-6 miles) de diamètre pourrait être un tel objet et il se heurterait périodiquement à l'anneau F y produisant des jets de débris. Les hélices et d'autres éléments appelés "straws" en anglais (littéralement "pailles") sont, d'une façon générale, les premiers, produits par des "bouquets" de particules des anneaux, les seconds par des satellites de petite taille enchâssés dans les anneaux. Les hélices gravitationnelles sont dues aux satellites de petite taille qui circulent au sein des anneaux et ils s'efforcent, sans succès, d'ouvrir des divisions au sein de ces derniers<. Certains considèrent les hélices comme des sortes de modèle de comment les planètes se forment dans les disques protoplanétairesbr>
On a enfin compris l'instabilité liée à Mimas dans la zone externe de l'anneau B (novembre 2010) La partie extérieure de l'anneau B est l'une des régions les plus dynamiques du système des anneaux de Saturne. Les astronomes pensaient jusqu'à maintenant que cette région dépendait essentiellement des perturbations gravitationnelles de Mimas -même s'ils pensaient aussi que le comportement de cette région était trop complexe pour que l'explication Mimas fût suffisante. En 2010, on a finalement trouvé l'autre partie du mécanisme: le bord extérieur de l'anneau B est le site de petits corps célestes qui orbitent au milieu des particules de l'anneau et qui auraient pu migrer depuis l'extérieur du disque dans le passé; ils se seraient finalement retrouvés piégé dans la zone contrôlée par Mimas. Le déplacement de ces petites lunes, dont la taille est de 300 m (1000ft) crée, par compression verticale, des structures qui peuvent atteindre 5 km (2,2 miles) de haut. La mission Cassini, d'ailleurs, avait déjà découvert un petit satellite dans cette région. Les études relatives aux anneaux de Saturne sont aussi applicables, disent les scientifiques, aux autres disques célestes de plus grande échelle, des exo-systèmes solaires jusqu'aux galaxies: cela est dû au fait que tout système en forme de disque connaˆtrait des fréquences d'oscillation naturelles, de grande ampleur, génératrices d'ondes. Dans le système saturnien, de telles ondes sont dues à un processus dit 'sur-instabilité visqueuse' (en anglais 'viscous overstability') qui fait que les mouvements de faible ampleur, aléatoires, des particules de petite taille de l'anneau B apportent de l'énergie à l'onde et l'amène à croître jusqu'à des dimensions, chaotiques, qui peuvent atteindre d'entre des dizaines de mètres jusqu'à des centaines de kilomètres. Une viscosité normale -qui s'analyse en une résistance à l'écoulement- atténue, normalement les ondes alors que dans ce cas, dans les parties les plus denses de l'anneau, elle les accentue
Le phénomène ondulatoire des anneaux expliqué! (mars 2011)
Des bandes alternées claires et sombres qui s'étendent du les anneaux D et C furent observés en 2006 dans les anneaux de Saturne. Des images prises à l'équinoxe on révélé la vraie dimension du phénomène, qui, de l'anneau C en entier jusqu'au bord de l'anneau B intérieur, ont une dimension de 19000 km (12000 miles). Les astronomes ont maintenant l'explication du phénomène: un objet d'une taille de quelques kilomètres, un nuage de débris cométaires probablement, a plongé dans les anneaux dans la seconde moitié de l'année 1983. L'action de la gravité de Saturne sur la zone a ensuite incliné les orbites de certaines particules en une spirale. En remontant la spirale dans le temps on a été capable de découvrir la date à laquelle le phénomène avait commencé. Un phénomène semblable a aussi frappé les faibles anneaux de Jupiter; là, le responsable est la comète Shoemaker-Levy 9 qui frappa Jupiter en juillet 1994. Tout cela montre que plus de collisions qu'on ne le pensait ont lieu dans les anneaux des géantes gazeuses, quelques fois par décennie pour Jupiter et quelques fois par siècle pour Saturne. Lorsque des objets de nature météoritique, d'une façon générale, se brisent lors d'un premier impact sur les anneaux, ils créent des morceaux plus petits, qui entrent en orbite autour de Saturne. L'impact des ces météorites secondaires sur les anneaux fait s'élever des nuages, lesquels sont rapidement étirés dans de longues traces diagonales et brillantes. Les météorites qui atteignent Saturne ont une taille qui va d'1 cm à quelques mètres (½ pouce à plusieurs yards)
->Les anneaux, calmes et sereins -et avec précision!
 | Une autre vue, majestueuse et très précise, des anneaux de Saturne. La densité de l'anneau B est plus importante que celle des anneaux A ou C. La division de Encke contient trois ringlets avec chaque une structure dynamique, ces amas transitoires étant en partie dus aux effets gravitationnels de Pan. La vue est en couleurs naturelles et deviendra certainement une image de référence. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Les anneaux vus sous la lumière de l'équinoxe, en août 2009, procurent plus de détails (vue en noir-et-blanc). plus de détails dans le texte ci-dessous. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une vue globale de l'anneau (couleurs naturelles; l'anneau est vue du dessous, à un angle de 4°). L'anneau s'étend d'entre 74565 à 136780 km (46,333 à 84,991 miles) du centre de Saturne. Les divisions, résonances et vagues diverses se voient bien. Les variations de couleur sont dues à de la contamination des particules de glace par de la poussière météoritique alors que les variations en brillance sont le fait des tailles et des concentrations diverses des particules. Image prise le 12/12/2004 à 1,8 million de km (1,1 millions de miles). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | L'anneau vu à angle faible. Le satellite au premier plan est Prométhée. Vue dans le visible. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | L'anneau vu du côté opposé à où d'où vient la lumière du Soleil. Les parties les plus brillantes sont celles qui laissent passer la lumière du Soleil (qui est diffractée par son passage à travers l'anneau). La partie extérieure de l'anneau B, d'une façon générale, vue de près, offre souvent un aspect irrégulier voire grumeleux. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une vue de l'anneau F (un coeur central de 50 km -31 miles de large, des ringlets de part et d'autre). Le satellite Pandora est vu en bas de l'image, faiblement éclairé par une lumière cendrée venant de Saturne. Les lunes influent, par des perturbations gravitationnelles, sur l'anneau F. Il se pourrait qu'elles déterminent une structure de base de celui-ci, laquelle, par la suite, du fait que l'anneau orbite plus vite dans sa partie la plus proche de Saturne que dans sa partie la plus lointaine, se modifierait encore, donnant ses structures irrégulières que l'on observe dans l'anneau. L'anneau F abrite un ensemble d'objets dynamiques -des canaux, des ondes ou des "boules de neige"- qui proviennent de l'influence gravitationnelle de Prométhée. Les plus petits fragments qui survivent aux collisions qui détruisent la plupart des boules de neige, percent à travers l'anneau, emportant en altitude des particules de glace de celui-ci. Cela laisse sur l'anneau des traces brillantes dites "mini-jets" qui ont une longueur habituelle de 40 à 180 km (20-110 miles). On pense que les mini-jets résultent de collisions à basse vitesse dans le coeur de l'anneau F, qui en éjectent du matériau poussiéreux. Cela montre combien l'anneau F est encore plus dynamique qu'on ne pensait et qu'il constitue un véritable zoo d'objets qui varient d'un demi-kilomètre (mile) jusqu'à des satellites tel Prométhée. Dans certains cas les restes des boules de neige se déplacent en groupe, ce qui donnent des mini-jets exotiques, à forme de harpon. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Le coeur principal de l'anneau F est bien vu ici ainsi que les "ringlets" qui l'accompagnent. On voit également, sur l'image, 3 "ringlets" à l'intérieur de la Encke gap. Certaines sections de l'anneau F -vue sur d'autres images qui ne sont pas publiées ici, ont deux bandes brillantes au lieu d'une. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette vue montre les perturbations gravitationnelles engendrées par Prométhée sur l'anneau F. Chaque passage du satellite laisse une marque dans l'anneau. L'image a été déformée dans le plan horizontal d'un facteur 5 pour mieux montrer les détails. L'anneau F a été découvert par la mission Pioneer 11 en 1979. Prométhée et Pandora, les deux satellites qui définissent l'anneau gravitationnellement l'ont été par Voyager 1 l'année suivante. L'anneau F se trouve à un point où s'équilibre la force de Saturne, qui détruit les objets qui pourraient s'y former et l'"auto-gravité" de ces objets. L'anneau F pourrait n'être âgé que d'1 million d'année mais ses particules sont renouvelées tous les quelques millions d'années par de petites lunes qui dérivent des anneaux principaux. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | autre vue des zones perturbées de l'anneau F à gauche de l'amas brillant; on voit aussi un jet à droite. Le fait que l'anneau F soit une structure constamment changeante (ces structures se forment, disparaissent et réapparaissent sur des durées mesurables en heures ou en jours) est due à l'interaction de l'anneau avec les satellies Prométhée et Pandore et peut-être à un grand nombre de plus petits satellites de très petite taille qui se trouvent en son coeur. picture courtesy NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | de nombreux petits satellites -en anglais des "moonlets"- s'ajoutant à Prométhée et Pandore, sont liés à l'anneau F et causent des perturbations au sein de celui-ci. La perturbation qu'on voit ici est vraisemblablement due à une petite population de satellites de différentes tailles qui heurtent le coeur de l'anneau. On voit, sur la gauche, une partie de ces satellites. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | des objets solides incorporés dans des structures poussiéreuses à l'intérieur de l'anneau F montrent qu'ils ont survécu à plusieurs collisions au sein de l'anneau. Le reste de poussière qu'on observe est probablement le résultat d'une collision récente. Le coeur de tels objets pourrait résulter de perturbations provenant de Prométhée. image site Amateur Astronomy sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | La structure du centre de l'anneau B (vue ici dans l'infrarouge) n'est pas encore comprise. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Les "plateaux" de matériel que Cassini a repéré dans la division de Cassini sont particulièrement bien vus ici. La lune est Encelade. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une vue détaillée, en couleur, de la division de Cassini. La bordure nette, à gauche, sur l'anneau B, est due à l'influence gravitationnelle de Mimas. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une structure granulaire a été découverte par Cassini en 2006 au bord extérieur de l'anneau B. Vue dans le visible. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | L'anneau G est composé de particules de glaces de la taille de la poussière. Il montre une frontière extérieure diffuse et un bord interne net. Des études, au cours de l'été 2007, laissent penser que l'anneau G trouve son origine dans le fait que des particules de glace relativement grandes se trouvent le long d'un arc de l'anneau (du fait de l'influence gravitationnelle de Mimas) et que des micro-météorites les percutent et en détachent de micro-particules, lesquelles sont essaimées par le plasma du champ magnétique de Saturne, formant ainsi l'anneau. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Vu en plan, l'anneau F montre deux éléments que l'on explique encore mal. Le renflement (en haut) pourrait être du matériau très fin, le résultat du fait qu'un objet circulant dans l'anneau perturbe la zone (ou que des débris, consécutifs à un impact, à sa surface, sont à l'origine du phénomène). Les missions Voyager avaient déjà: vu d'autres renflements. La bande sombre (en bas), vue au milieu de l'anneau, elle, n'est absolument pas comprise. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une bande faible est vue à gauche de l'anneau F. Cassini a vu que de telles bandes s'enroulent autour de Saturn en une spirale serrée. La structure en spirale pourrait être due à une perturbation de minuscules particles (de l'ordre du micron) dans l'anneau F par un ou des petits satellites. Depuis que la mission Voyager, il y a 30 ans, avait observé les amas de matière dans l'anneau F, ceux-ci sont restés en nombre identique; par contre les amas exceptionnellement brillants ont disparu dans cet intervalle de temps. Alors que les évènements des anneaux changent sur des échelles de temps de l'ordre de quelques années, l'anneau F, lui, change en quelques jours voire quelques heures. On suppose que les amas les plus brillants proviennent d'impacts répétsés sur son centre produits par de petites lunes (5km (3 miles) de diamètre) dont les orbites se trouvent près de l'anneau et le traversent à chaque rotation. L'anneau F se trouve près de la limite de Roche de Saturne, point en-deça duquel les forces de la planète détruisent tout corps céleste; le matériau qui se trouve là, ainsi, hésite entre rester sous la forme d'un anneau et s'agglomérer en un petit satellite. De plus, Prométhée orbite juste à l'intérieur de l'anneau et agit sur les particules ce qui, parfois aide à la formation de lunes, parfois à leur destruction. Tous les 17 ans, l'orbite de Prométhée s'aligne avec celle de l'anneau F d'une manière telle que l'influence du satellite devient particulièrement forte. De très nombreux petits satellites seraient alors créés puis celles-ci viendraient peu à peu s'écraser sur l'anneau. Ce qui ferait apparaître les amas brillants observés mais, finalement, toutes ces lunes finissant par s'auto-détruire, on n'observerait plus d'amas. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | De petits objets sont vraisemblablement enchâssés dans l'anneau F et ils interagissent avec le matériau que l'anneau contient en son coeur; ces interactions produisent des jets. Mais ces objets sont difficiles à repérer dans les résolutions du vaisseau Cassini et seules, leurs influences gravitationnelles trahissent leur présence. NASA |
 | Cette image montre bien comment les particules éjectées d'Encelade sont injectées dans l'anneau E, contribuant à sa formation. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette vue en faux ultra-violet montre l'anneau B (à gauche) et l'anneau A (à droite) pendant l'occultation de l'étoile 26 Tau. L'étude montre qu'il y a plus de particules du côté du bord intérieur de l'anneau A. NASA/JPL/University of Colorado |
 | La lumière de l'équinoxe a permis cette vue de structures verticales qui s'élèvent nettement du bord extérieur de l'anneau B et portent de longues ombres. La section que l'on voit a une taille de 1200 km (750 miles) et les structures une altitude qui peut atteindre 2,5km (1,6 miles) au-dessus du plan de l'anneau. On a là une divergence significative de l'épaisseur moyenne des anneaux A, B et C, qui mesure habituellement 10m (30 ft) seulement). La cause pourrait être que cette région comporterait des satellites assez importants, ou "moonlets" qui ont 1km de diamètre ou plus, ces corps affectant significativement les matériaux en orbitant et forçant les particules à s'élever. NASA/JPL/SSI |
 | Une vue rapprochée de l'intérieur de l'anneau A montre des variations de luminosité dans le sens de la rotation des particules (de haut en bas). Les zones sombres apparaissent, augmentent puis diminuent. Idem pour les zones lumineuses. Il est possible que ces variations soient rapidement "nivelées" par la rotation des particules. Une autre explication est que le phénomène est peut-être semblable à celui des "rayons" (spokes) vus dans l'anneau B. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Les "spokes" sont des phénomènes transitoires aperçus pour la première fois par les missions Voyager. Ces "raies" apparaissent dans le sens radial. On connaît encore assez mal leur origine mais les observations récentes de Cassini laissent penser qu'il s'agit là du résultat des influences gravitationnelle et du champ magnétique de Saturne sur les particules de l'anneau. Les spokes ne sont pas vus lorsque le Soleil est haut dans le ciel de Saturne et on pense qu'ils sont dûs à des grains de l'ordre du micron qui maintiennent une charge électrique et s'élèvent au-dessus des anneaux. NASA/JPL |
 | On a là les images les plus détaillées d'une "hélice" (le satellite au centre de la structure n'aurait que quelques pixels en dimension mais ne peut être résolu). On voit une bande étroite de matériau connecter le corps directement à l'anneau -ce qui est en accord avec les modèles dynamiques. Au long de l'hélice, le satellite a ouvert une division dans l'anneau. Des bords onduleux sont clairement visibles dans cette division, ce qui souligne que celle-ci doit être nettement découpée (elle a une largeur de 2km (1,2 miles), ce qui permet donc de déterminer la masse du corps: celle d'une masse de neige d'1km (0,6 mile) de diamètre). image sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | La période de l'équinoxe sur Saturne a permis à la mission Cassini de repérer, dans le disque, des objets projetant des ombres; on pense qu'il pourrait s'agir ici d'un satellite de petite taille et qu'il pourrait saillir de 150m (500 pieds) au-dessus du plan de l'anneau. image sur la base d'une image NASA/JPL/Space Science Institute |
 | On voit ici une structure d'onde dans une partie de l'anneau B de Saturne, qu'on appelle l'"onde spirale de densité Janus 2:1"; on se trouve ici à 96233km (59800 miles) de la planète. Cette onde de densité trouve son origine dans le fait que les particules de l'anneau, à cet endroit, orbitent autour de Saturne deux fois pour une orbite de Janus, ce qui crée une résonance orbitale; de plus, comme, tous les 4 ans, Janus change d'orbite avec Epiméthée, ceci génère une nouvelle onde et, ainsi, la distance entre deux crêtes d'onde correspond à 4 années d'onde. Epiméthée aussi produit des ondes mais elles sont "effacées" par celle de Janus (qui est d'une taille plus grande). Des ondes de densité existent aussi dans l'anneau A. image sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | Cette vue qui juxtapose une image en vraies couleurs et en couleurs améliorées est la vue à plus haute résolution obtenue d'une portion de la partie centrale intérieure de l'anneau B de Saturne (distance entre 98600 et 105 500km (61300-65600 miles) du centre de la planète). L'image a été prise en juillet 2017 lors de la dernière phase de la mission Cassini. Un matériau qu'on ne connaît encore pas (partie supérieure) donne cette couleur brun clair à l'anneau -lequels, essentiellement composés de glace d'eau, devraient apparaître blanc. La vue inférieure montre en bleu les zones qui sont moins rougeâtres dans la vue en vraies couleurs et en rouge les zones plus rouges. image sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
Les satellites liés à l'anneau sont de petites lunes qui gravitent à promiximité de telle ou telle partie d'anneau ou de tel ou tel anneau. Ils ont une influence, en termes gravitationnels, sur les particules de glace qui s'y trouvent. Les ondes gravitationnelles de ces satellites déclenchent la formation d'objets qui, dans l'anneau F, par exemple, atteignent 20 km (12 miles) de diamètre et une durée de vie de quelques mois. L'anneau F, lui, par ailleurs, n'aurait qu'un million d'année et serait ré-alimenté, tous les quelques millions d'années, en particules par de petites lunes qui dérivent vers l'extérieur à partir des anneaux principaux. Les mécanismes à l'oeuvre entre les satellites et les anneaux servent de base à des réflexions sur comment se forment les proto-planètes et les planètes dans les disques proto-planétaires qui orbitent autour des étoiles. De l'étroit anneau F aux vides de l'anneau A ou la division de Cassini, les anneaux de Saturne sont un chef-d'oeuvre de sculpture gravitationnelle par les lunes les plus rapprochées. Pandora et Prométhée, par exemple, permettent de confiner l'anneau F et l'empêchent de se diluer. Pan et les satellites semblables à lui ont des effets profonds sur les anneaux de Saturne. Ils éclaircissent des divisions, créent de nouveaux anneaux de petite taille ("ringlets" en anglais) ou font surgir des vagues verticales au-dessus ou au-dessous du plan de l'anneau. Pan, par exemple, "entretient" la division d'Encke au sein de laquelle il orbite mais il permet aussi que soient créés et mis en forme les ringlets étroits qui y apparaissent. Les cinq satellites minuscules qui se trouvent à l'intérieur ou près des anneaux saturniens sont recouverts de matériaux provenant de l'anneau pour les deux plus proches d'entre eux, Daphnis et Pan; pour ceux qui sont plus loin (Atlas, Prométhée, Pandora) le matériau provient d'Encelade. Les surfaces de ces satellites sont également fortement poreux ce qui confirment qu'ils se sont formés en plusieurs étapes, du matériau de l'anneau tombant sur des coeurs plus denses (qui pourraient être les restes d'un corps plus grand qui s'est désintégré); la porosité permet aussi d'expliquer leur forme: au lieu d'être sphérique, ces satellites sont relativement informes (ou en forme de ravioli), du matériau accumulé à leur équateur. On pourrait aussi en déduire qu'on retrouve ces caractéristiques pour chacune des particules des anneaux. Les satellites les plus proches de Saturne ont le plus une teinte rouge, semblable à la couleur des anneaux principaux ce qui pourrait être dû à un mélange de particules organiques et de fer alors que les plus éloignés semblent plus bleus, semblable à la couleur des jets de glace d'Encelade
->On sait mieux comment se sont formées les 14 plus petites lunes de Saturne!
Les 14 plus petits satellites de Saturne semblent s'être formés sur la base de relativement gros fragments provenant des lunes primodiales de Saturne qui, en se fracassant, ont donné naissance aux anneaux. Sur ces blocs sont venus s'agglomérer des particules plus fines des anneaux. C'est cela qui a permis à ces satellites de se former malgré un environnement gratitationnel défavorable. Ces petits satellites ont une densité la moitié celle de la glace d'eau. Certaines lunes, telles Pan ou Daphnis ont même creusé des "divisions" dans les anneaux et d'autres -par exemple Pan ou Atlas- ont des formes en soucoupe volante (ce qui est dû à un deuxième processus d'agrégation qui a eu lieu une fois les anneaux atteint leur épaisseur d'aujourd'hui de 20 m -66
ft)
Méthone et Anthé, deux minuscules satellites, ont été découverts entre les orbites de Mimas et Encelade. Des arcs partiels, presqu'invisibles semblent exister le long de leur orbite et ce sont les deux lunes qui en sont vraisemblablement à l'origine selon un processus semblable à ce qui se voit à Jupiter avec Amalthée, Thébé, Métis et Adrastée. De tels arcs existent aussi aux orbites de Janus, Epiméthée et Pallène. Méthone, Pallène et Anthé sont dits le "groupe des Alkyonides group" et font partie de l'anneau E où elles reçoivent les particules de glace et les composés organiques qui proviennent des jets en activité près du pôle sud d'Encelade
Deux satellites orbitent probablement au sein même de l'anneau F. Il semble que deux satellites, l'un S/2004 S6, l'autre un objet très petit, orbitent au sein même de l'anneau F, y contribuant à des turbulences
 | Ces images brutes, non traitées d'Atlas ont été prises de 11000 km (7000 miles), les vues les plus rapprochées du satellite. NASA |
 | Vue étonnante de Prométhée et de l'anneau F. La marque, à gauche, est la trace -éphémère- que le satellite laisse à chacun de ses passages au plus près de l'anneau. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Promethée interagit avec l'anneau F: une perturbation gravitationnelle et un filet de matière sont vus (image de gauche) et la lune attire à elle un filet de matière (à droite). Les filets de matière que Prométhée attire à lui deviennent, avec le temps, plus étirés et finissent par s'aligner avec le flux général de l'anneau F. Prométhée, le plus grand et le plus proche de Saturne des deux lunes qui côtoient l'anneau F semble être la source essentielle des perturbations au sein de celui-ci. Dans sa plus grande dimension, Prométhée mesure 145 km (92 miles). Il orbite Saturne à une vitesse légèrement plus grand que les particules de l'anneau; de ce fait, les particules en sont gravitationnellement perturbés tous les 68 jours. Quand Promothée pénètre l'anneau, il enlève quelques-unes des particules de petite taille. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Promethée perturbe l'anneau F et crée ces canaux gravitationnels sombres. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | suggestive view of Prometheus and the F ring. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | meilleure vue de Pandore, 05/09/2005. Les cratères semblent avoir été recouverts d'une couche de débris. Les rainures et les crêtes pourraient être des fractures de ce matériau à l'aspect doux. Image originale en fausses couleurs. Cette image "traduite" en vraies couleurs par notre site. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Pandora est vue ici à proximité de l'anneau F. Elle joue un rôle moindre qu'on ne pensait pour ce qui est de déterminer l'anneau. Pandora, avec Prométhée génère en fait un état chaotique pour l'anneau, ce qui crée une structure en divisions et serpentins. C'est Prométhée seul qui confine la majeure partie de l'anneau F car il procure des lieux stables pour le matériau là où ses résonances gravitationnelles sont moins encombrées par l'influence perturbatrice de Pandora. site Amateur Astronomy sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | Janus et Epiméthée vus l'un à côté de l'autre, par un effet de perspective. Janus est la lune la plus proche. Des arcs partiels, presqu'invisibles existent aux orbites des deux satellites et semblent créés par un processus semblable à celui qui crée les faibles anneaux de Jupiter. Epiméthée, comme Phoébé, Japet, Hypérion, Dioné et l'anneau F semble avoir en commun un matériau sombre. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | cette vue générale remarquable de Janus a été prise dans l'infrarouge. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | une vue plus rapprochée de Janus. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Janus présente l'habituelle forme irrégulière des petits satellites de Saturne, qui provient des inhomogénéités de masse internes. NASA |
 | parties dans l'ombre de grands cratères de Janus (mars 2012). NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | Daphnis, la lune qui orbite à l'intérieur de la Keeler Gap laisse, de chaque côté de la division, des vagues caractéristiques. Pandora et Prométhée sculptent l'anneau F et Daphnis, lui, maintient ouverte la Keeler Gap. Les particules de l'anneau sont soumises à de petites perturbations gravitationnelles venant de ces satellites; elles entrent en collision avec les autres particules et perdent donc de leur vitesse orbitale. Daphnis change de position verticalement au-dessus de l'anneau (au-dessus, en-dessous) ainsi qu'horizontalement dans la division (plus près ou plus loin des bords des anneaux) ce qui fait que les effets gravitationnels qu'elle engendre changent avec le temps. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | voici Daphnis, le satellite qui affecte la division de Keeler. NASA |
 | Daphnis, un satellite qui génère des ondes gravitationnelles se voit ici au sein de la division de Keeler et les ondes qu'il produit le sont aussi bien dans le plan horizontal que vertical. NASA |
 | Pan, un autre petit satellite lié à l'anneau, orbite à l'intérieur de la Encke Gap. La Encke Gap est large de 325 km (200 miles) et se trouve dans l'anneau A. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Atlas et Pan. On voit bien leur forme de soucoupes volantes. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | ces images -non traitées- de Pan ont été prises le 07/03/2017 et sont les images les plus rapprochées du satellite; les scientifiques de la mission pensent que Pan s'est formé dans les anneaux de Saturne, avec du matériau s'accrétant et en formant la forme arrondie à une époque ou le système des anneaux était très jeune et verticalement plus épais. La crête distinctive, mince autour de l'équateur de Pan s'est formée après que le satellite ait eu éclairci la division dans laquelle il orbite aujourd'hui; l'anneau, alors était devenu aussi peu épais qu'actuellement et le matériau a continué de tomber sur Pan mais à l'équateur (ou à proximité), là où la faible gravité du satellite lui a permis de se construire. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | Promethée (le Nord est en bas). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Epiméthée est bosselé (113km -70 miles- de diamètre); il est de trop petite taille pour avoir une gravité suffisante pour lui avoir donnée une forme sphérique et il a trop peu de chaleur interne pour lui permettre une activité géologique actuelle (le Nord est en haut et décalé de 5° vers la gauche). NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | cette vue d'Epiméthée et l'une de celles prises avec la plus haute résolution. La vue montre le côté opposé à Saturne, le Nord est en haut et à 32° vers la droite. NASA |
Alors que Cassini était passé une dernière fois lors d'un passage distant de Titan le 11/09/2017 à 17h heure d'été de la côte ouest américaine, la sonde a été dirigée à destination de sa descente finale vers Saturne. Cassini a alors atteint son dernier apoapse -le plus loin de Saturne sur l'orbite- à une distance de 1,3 million de km (800 000 miles) avant de revenir vers la planète aux anneaux. Le vaisseau a alors repris contact avec la Terre le 12, renvoyant des données et, le 13, les navigateurs de la mission ont confirmé que la mission était sur sa route à destination de l'atmosphère, plongée prévue le 15 (un calcul prévoyait que la perte de contact avec Cassini aurait lieu le 15 à 7h 55 HDW). Les systèmes d'images devait prendre une dernière prise de vue à 15h 58 heure d'été de la côte ouest américaine le 14 septembre, l'image montrant l'emplacement où la sonde devait entrer dans l'atmosphère de Saturne, ce lieu, alors, se trouvant sur le côté dans la nuit de la planète et seulement éclairé par la lumière reflétée par les anneaux. Le même jour, à 19h 45 heure d'été de la côte ouest américaine, Cassini a commencé à transmettre ses données et les dernières images, vidant l'enregistreur de bord de toute donnée scientifique avant que de le reconfigurer pour servir de relai -presqu'en temps réel- à la transmission pendant la plongée dans l'atmosphère et, pendant les 12 heures suivantes, les communications sont restées continues jusqu'à la fin de la mission. Le 15 septembre, le jour de la fin de la mission, le vaisseau, à 4h 55 heure d'été de la côte ouest américaine, s'est configuré pour la plongée et le renvoi en temps réel de données et l'envoi de données a marqué le début de la plongée, laquelle a commencé à 19h 55 heure d'été de la côte ouest américaine, la perte du contact étant prévue une minute plus tard. Cassini a donc accompli son approche finale à Saturne et a plongé dans l'atmosphère de la planète le vendredi 15 septembre, la perte de contact ayant lieu à 19h 55mn 46s heure d'été de la côte ouest américaine, le signal étant reçu après 83 minutes de voyage dans l'espace interplanétaire par l'antenne de Canberra (Australie) du Deep Space Network de la NASA (par ailleurs, des antennes de l'ESA ont aussi contribué pendant les phases précédentes du Grand Finale). Le vaisseau est entré dans l'atmosphère saturnienne du côté éclairé de la planète, vers midi heure locale, par 9,4° Nord de latitude et 53° Ouest de longitude. Les données télémetriques reçues pendant la plongée ont indiqué que, comme prévu, Cassini était entré dans l'atmosphère de Saturne ses thrusters allumés pour maintenir la stabilité, alors qu'il transmettait un unique et dernier ensemble d'observations. Les données de huit des instruments scientifiques de Cassini ont ainsi été transmis à la Terre. Aucune image n'a été prise au cours de la plongée car le taux de transmission de données nécessaire à la transmission d'images aurait été trop élevé et aurait empêché que les données scientifiques -plus importantes- fussent envoyées
 | une illustration de la trajectoire de Cassini dans la haute atmosphère de Saturne, chaque marque correspondant à 10 secondes. Le contact avec l'atmosphère a eu lieu à une altitude de 1915km (1190 miles) au-dessus du "sommet estimé des nuages" - en anglais "estimated cloud tops", altitude où la pression est d'1 bar, ou l'équivalent du niveau de la mer sur Terre- à une vitesse d'aux alentours 113 000km/h (70000 miles/h). L'altitude prévue de perte du signal était de 1500km (930 miles) et, à partir de là le vaisseau devait commencer à brûler comme une météorite et être détruit en quelques minutes (le vaisseau, d'une manière générale, en termes de ce que les astronomes amateurs peuvent voir sur Saturne, a été détruit avant d'atteindre les couches "visibles" de Saturne, au-dessus de ce qu'en anglais on appelle la "well-mixed atmosphere" -littéralement "atmosphère bien mélangé"). image sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech |
 | cette image -dont la couleur a été ajoutée par notre site- montre l'hémisphère nord de Saturne et a été prise par Cassini le 13 septembre 2017. Elle fait partie des dernières images renvoyées par la sonde et elle a été prise à une distance d'1,1 million de km (684 000 miles) de Saturne. image sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | on voit ici Encelade sombrer derrière Saturne dans une forme de portrait d'adieu du vaisseau Cassini. L'image fait partie d'une séquence filmée d'images prises sur 40 minutes alors que le satellite passait derrière la planète géante du point de vue de Cassini. Les images ont été prises à une distance d'1,3 million de km (810 000 miles) d'Encelade et 1 million (620 000 miles) de Saturne. image sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | cette vue est prise en direction du côté dans la nuit de Saturne éclairé par la lumière reflétée par les anneaux; elle montre l'endroit où Cassini devait entrer dans l'atmosphère des heures plus tard. L'image a été prise à une distance de 634 000km (394 000 miles) de Saturne. image sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
