Anneau E

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L’anneau E est un des anneaux de Saturne.

Il est situé au-delà de la limite de Roche de la planète Saturne[1].

Jusqu’à la découverte de l’anneau de Phœbé, il était le plus externe et le plus large des anneaux planétaires connus du Système solaire.

Découverte[modifier | modifier le code]

L’anneau E a été découvert par Walter A. Feibelman (1925-2004) en 1967[2]. Son existence a été confirmée par Gerard P. Peter Kuiper (1905-1973) en 1972[3].

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Schéma indiquant la position des anneaux de Saturne. L'anneau E est le plus externe et s'étend sur toute la moitié droite de l'image.

L'anneau E débute à 181 000 km du centre de Saturne et s'étend jusqu'à 483 000 km, depuis l'orbite de Mimas jusqu'à celle de Titan. Sa largeur varie considérablement ; elle est la plus petite au niveau de l'orbite d'Encelade et s'élargit progressivement après celle-ci, jusqu'à avoir 60 000 km d'épaisseur.

À la différence des autres anneaux de Saturne, l'anneau E est constitué de particules microscopiques plutôt que macroscopiques.

Origines[modifier | modifier le code]

Les modèles théoriques montrent que l'anneau E est instable sur une échelle de temps de l'ordre de 10 000 ans à un million d'années, ce qui impose que l'apport de particules soit très récent et témoigne d'une activité quasiment contemporaine à la nôtre à l'échelle planétaire.

Encelade orbitant à l'intérieur de cet anneau, à l'endroit où la densité est la plus élevée et où l'anneau est le moins épais, il a longtemps été soupçonné d'être, au moins en partie, la source des poussières glacées composant l'anneau[4]. Ceci s'est vu confirmer par les observations de la sonde Cassini, deux mécanismes bien distincts conduisant à ce transfert de matière[5] :

  • d'une part, l'émission de particules de glace d'eau sous forme de jets au pôle sud d'Encelade, qui est probablement la source principale alimentant l'anneau. Si une bonne partie des particules émises finissent par retomber à la surface, un pourcent environ de celles-ci sont éjectées avec une vitesse suffisante[6] pour échapper définitivement à l'attraction gravitationnelle du satellite, et contribuer à alimenter l'anneau.
  • d'autre part, les collisions incessantes entre Encelade et les poussières interplanétaires, ou micrométéorites, qui conduiraient à la fois à l'éjection de matière et à l'« érosion » de la surface du satellite, par la formation d'un grand nombre de micro cratères. Ce phénomène n'est pas spécifique à Encelade, mais se retrouve pour toutes les autres lunes orbitant à l'intérieur de l'anneau E.

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Liens internes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. (en) Arnold Hanslmeier, Astrobiology : The search for life in the Universe, Sharjah, Bentham Science Publishers, , IV-214 p. (ISBN 978-1-60805-473-2 et 978-1-60805-599-9, OCLC 847619305), p. 72 lire en ligne [html] (consulté le 23 novembre 2014)]
  2. (en) Walter A. Feibelman, « Concerning the D ring of Saturn », Nature, vol. 214,‎ , p. 793-794 (DOI 10.1038/214793a0)
    « D ring » est une ancienne désignation de l'anneau E.
  3. (en) Gerard P. Kuiper, « On the origin of the Solar system », Celestial Mechanics, vol. 9, no 3,‎ , p. 321-348 (DOI 10.1007/BF01228575, Bibcode 1974CeMec...9..321K, lire en ligne [GIF])
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  4. (en) Terrile, R. J., Cook, A. F., Enceladus: Evolution and Possible Relationship to Saturn's E-Ring, Lunar and Planetary Science XII, LPI Contribution 428, published by the Lunar and Planetary Institute, 3303 Nasa Road 1, Houston, TX 77058, 1981, p. 10, 1981.
  5. (en) Frank Spahn et al., « Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring », Science, vol. 311, no 5766, mars 2006, p. 1416-1418.
  6. La vitesse de libération à la surface d'Encelade est d'environ 865 km/h (0,241 km/s).