La division de Cassini et les lacunes des anneaux
La division de Cassini est la bande sombre d'environ 4 600 km de large qui sépare l'anneau B de l'anneau A, entre 117 580 et 122 170 km du centre de Saturne. Découverte en 1675 par Jean-Dominique Cassini à l'Observatoire de Paris, elle n'est pas vide : elle contient une matière peu dense et plusieurs annelets. Son bord interne est façonné par une résonance avec la lune Mimas, le même mécanisme gravitationnel qui ouvre ou entretient la plupart des autres lacunes des anneaux.
Sommaire
Une découverte française
Jean-Dominique Cassini, astronome d'origine italienne naturalisé français, dirige l'Observatoire de Paris quand il remarque en 1675 que l'anneau de Saturne est coupé par une ligne sombre. Il en conclut que l'anneau se compose de deux parties distinctes et envisage déjà, avec une intuition remarquable, qu'il puisse être formé de multiples petits satellites. La division porte son nom, tout comme la mission Cassini-Huygens qui a exploré Saturne de 2004 à 2017. Les biographies de Cassini et de Huygens sont présentées dans la page consacrée aux deux astronomes.
Pourquoi la division de Cassini existe-t-elle ?
La clé est une résonance orbitale. Une particule située au bord externe de l'anneau B, vers 117 580 km, fait exactement deux tours de Saturne pendant que Mimas en fait un (environ 11,3 heures contre 22,6). À chaque passage, Mimas tire sur cette particule au même endroit de son orbite, et ces petites poussées répétées s'additionnent au lieu de s'annuler. Le résultat : les particules ne peuvent pas rester à cette distance, et l'anneau B se termine par un bord net, déformé en deux lobes qui tournent au rythme de Mimas.
Cette résonance explique le bord interne de la division, mais pas toute sa structure. L'intérieur de la division, peu dense, est façonné par d'autres résonances plus faibles, par les échanges de matière entre anneaux sous l'effet des impacts de micrométéorites et par la dynamique propre des bords. Les modèles reproduisent bien les grandes lignes, mais tous les détails ne sont pas encore expliqués.
La division n'est pas vide
Vue depuis la Terre, la division semble noire, mais les sondes ont montré qu'elle contient des particules, avec une densité optique environ dix fois plus faible que dans l'anneau A. On y distingue une série de lacunes plus étroites et d'annelets. La lacune de Huygens, large de 300 à 400 km, borde l'anneau B et abrite l'annelet de Huygens, excentrique. Viennent ensuite les lacunes plus fines nommées d'après Herschel, Russell, Jeffreys, Kuiper, Laplace, Bessel et Barnard. Sa matière, plus sombre et plus riche en poussière que celle des anneaux voisins, rappelle celle de l'anneau C (voir la composition des anneaux).
Les autres grandes lacunes
| Lacune | Anneau | Distance au centre | Largeur | Responsable |
|---|---|---|---|---|
| Colombo | C | environ 77 870 km | environ 150 km | résonance avec Titan (annelet de Titan) |
| Maxwell | C | environ 87 500 km | environ 270 km | contient l'annelet excentrique de Maxwell |
| Huygens | division de Cassini | environ 117 700 km | 300 à 400 km | résonance 2:1 avec Mimas |
| Encke | A | environ 133 590 km | environ 325 km | lune Pan |
| Keeler | A | environ 136 500 km | environ 40 km | lune Daphnis |
| Division de Roche | entre A et F | 136 775 – 139 380 km | environ 2 600 km | zone ténue où orbite Atlas |
La division d'Encke
Située dans la partie externe de l'anneau A, la division d'Encke mesure environ 325 km de large. Elle porte le nom de Johann Franz Encke, qui avait signalé en 1837 une variation d'éclat dans l'anneau A, mais c'est James Keeler qui l'a clairement observée en 1888. Sa cause a été trouvée en 1990, lorsque Mark Showalter a repéré dans des images de Voyager la lune Pan, large d'environ 28 km, qui orbite en son centre et la garde ouverte. Des annelets poussiéreux et ondulés y circulent.
La division de Keeler
Large d'à peine 40 km et située à quelque 250 km du bord externe de l'anneau A, la division de Keeler est entretenue par Daphnis, petite lune de 8 km découverte par Cassini en 2005. Son orbite légèrement inclinée et excentrique soulève sur les bords de la lacune des vagues verticales qui atteignent environ 1,5 km de hauteur, spectaculaires à l'équinoxe de 2009.
Les lacunes de l'anneau C
L'anneau C, peu dense, contient plusieurs lacunes occupées par des annelets étroits et bien définis. L'annelet de Titan, dans la lacune de Colombo, est déformé par une résonance avec la lointaine Titan. D'autres lacunes, dont celle de Maxwell, ne sont liées à aucune lune connue, et leur origine reste discutée.
Le rôle général des résonances
Les résonances ne creusent pas seulement des lacunes. Elles fixent aussi des bords : le bord externe de l'anneau A est tenu par une résonance 7:6 avec le couple Janus et Épiméthée. Ailleurs, elles déclenchent des ondes de densité, sortes de spirales serrées qui se propagent dans le disque comme les bras d'une galaxie, et des ondes de flexion qui gondolent les anneaux verticalement. Cassini en a catalogué des centaines, qui servent de laboratoires naturels pour mesurer la masse et l'épaisseur locales des anneaux. Plus d'informations sur l'action des petites lunes dans la page des satellites bergers.
Observer la division de Cassini
La division de Cassini est le détail le plus accessible des anneaux pour un amateur. Une lunette de 80 mm la montre lorsque les anneaux sont bien ouverts et l'atmosphère stable ; un télescope de 150 à 200 mm la révèle tout autour des anneaux. La division d'Encke, beaucoup plus fine, demande un grand instrument et des conditions exceptionnelles. Lorsque les anneaux sont présentés presque par la tranche, comme en 2025, la division disparaît. Pour choisir son matériel, voir observer Saturne au télescope.
Questions fréquentes
Qui a découvert la division de Cassini ?
Jean-Dominique Cassini, directeur de l'Observatoire de Paris, l'a découverte en 1675. Il en a déduit que l'anneau de Saturne était formé de deux anneaux distincts.
La division de Cassini est-elle vide ?
Non. Elle contient des particules de glace en faible densité et plusieurs annelets. Elle paraît sombre parce qu'elle est beaucoup moins dense que les anneaux A et B qui l'encadrent.
Quelle est la largeur de la division de Cassini ?
Environ 4 600 km, soit un peu plus du tiers du diamètre de la Terre (12 742 km). Ses limites exactes varient légèrement selon la définition retenue.
Quelle lune crée la division de Cassini ?
Aucune lune ne s'y trouve, mais Mimas, par une résonance 2:1, empêche les particules de rester au bord externe de l'anneau B et contribue à entretenir la division.
Sources
- NASA Science, Saturn
- M. R. Showalter, « Visual detection of 1981S13, Saturn's eighteenth satellite, and its role in the Encke gap », Nature, 1991
- J. Colwell et al., « The structure of Saturn's rings », dans Saturn from Cassini-Huygens, Springer, 2009
- C. D. Murray et S. F. Dermott, Solar System Dynamics, Cambridge University Press, 1999