Saturno e il suo sistema planetario

Saturno

Siamo abituati a scoprire come la Natura ci fornisce spettacoli violenti, impressionanti e meravigliosi. Forse, però, ciò che ci viene subito in mente quando pensiamo alla bellezza e all'armonia del cosmo è Saturno: un pianeta straordinario, che cela tuttora molti misteri. Ma quali segreti cela questo mondo distante? Quali sono le sue caratteristiche? Quali  sono le sonde che lo hanno esplorato? Seguiteci su Eagle sera per scoprirlo...



Saturno: cos'è

Saturno

Saturno è il sesto pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole e il secondo pianeta più massiccio dopo Giove. Con un raggio medio 9,5 volte quello della Terra e una massa 95 volte superiore a quella terrestre Saturno, con Giove, Urano e Nettuno, è classificato come gigante gassoso. Il nome deriva dall'omonimo dio della mitologia romana, omologo del titano greco Crono. Il suo simbolo astronomico (♄) è una rappresentazione stilizzata della falce del dio dell'agricoltura e dello scorrere del tempo (in greco, Κρόνος). Saturno è composto per il 95% da idrogeno e per il 3% da elio a cui seguono gli altri elementi. Il nucleo, consistente in silicati e ghiacci, è circondato da uno spesso strato di idrogeno metallico e quindi da uno strato esterno gassoso. I venti nell'atmosfera di Saturno possono raggiungere i 1800 km/h, risultando significativamente più veloci di quelli su Giove e leggermente meno veloci di quelli che spirano nell'atmosfera di Nettuno. Saturno ha un esteso e vistoso sistema di anelli che consistono principalmente in particelle di ghiaccio e polveri di silicati. Con le sue 82 lune conosciute, Saturno detiene il primato per il maggior numero di satelliti del sistema solare. Tra queste, Titano è la maggiore ed anche l'unica luna del sistema solare ad avere un'atmosfera significativa. Il momento migliore per osservare Saturno e i suoi anelli è l'opposizione, quando l'elongazione del pianeta è di 180º e Saturno si trova quindi nella parte di cielo opposta al Sole. Saturno appare a occhio nudo nel cielo notturno come un luminoso puntino grigio-giallastro con una magnitudine apparente che solitamente oscilla tra 1 e 0. Il suo diametro è troppo piccolo per poterlo percepire e a occhio nudo il pianeta appare sempre come un punto quindi è necessario un telescopio o un binocolo con almeno 30 ingrandimenti per potere distinguere il disco del pianeta e gli anelli. Saturno ha un periodo di rivoluzione di 29,5 anni e circa ogni 15 anni, quando si trova in determinati punti della sua orbita, gli anelli scompaiono brevemente dalla vista poiché vengono a trovarsi perfettamente di taglio visti dalla Terra. Oltre che dalla distanza dalla Terra la luminosità di Saturno dipende anche dalla posizione degli anelli: se sono orientati in modo favorevole, come avvenne ad esempio nel 2002, sono maggiormente visibili e contribuiscono ad aumentare sensibilmente la luminosità apparente di Saturno. Talvolta Saturno, come altri corpi del sistema solare che giacciono nei pressi dell'eclittica, è occultato dalla Luna. Nel caso di Saturno il fenomeno ha luogo con determinati cicli: a un periodo di dodici mesi, durante i quali il pianeta viene occultato dodici volte dalla Luna, segue un periodo di circa cinque anni, durante il quale non si verificano occultazioni. Questo succede perché l'orbita della Luna intorno alla Terra è inclinata rispetto all'orbita della Terra attorno al Sole, e solo quando Saturno si trova in corrispondenza del punto dove l'orbita della Luna attraversa il "piano dell'eclittica" avvengono le occultazioni. Saturno è il penultimo dei pianeti visibili a occhio nudo ed era conosciuto sin dall'antichità. Gli astronomi babilonesi osservavano e registravano regolarmente i movimenti del pianeta. Nell'antica mitologia romana il dio Saturno, da cui il pianeta prende il nome, era il dio dell'agricoltura ed era considerato l'equivalente del titano greco Crono. Lo scienziato greco Tolomeo basò i suoi calcoli dell'orbita di Saturno su osservazioni fatte mentre il pianeta era all'opposizione. Il primo astronomo a osservarne la forma peculiare fu Galileo, che nel 1610 non riuscì a risolvere completamente la figura del pianeta circondato dai suoi anelli. Inizialmente il pianeta gli apparve accompagnato da altri due corpi sui lati, e pertanto lo definì "tricorporeo". Con le osservazioni successive e l'uso di strumenti più evoluti la variazione dell'angolo visuale degli anelli gli mostrò via via aspetti diversi, che lo spinsero a definire bizzarro il pianeta. Galileo nei suoi schizzi ipotizzò varie soluzioni per la forma di Saturno, fra cui anche possibili anelli che erano tangenti la superficie del corpo celeste. Nei secoli successivi Saturno fu oggetto di studi approfonditi. Nel 1649 Eustachio Divini, un costruttore di telescopi marchigiano, pubblicò per la prima volta un'illustrazione dettagliata degli anelli di Saturno; il teologo cattolico Leone Allacci verso la metà del XVII secolo teorizzò fantasiosamente che gli anelli fossero stati originati dal Santo prepuzio. Nel 1655 l'astronomo olandese Christiaan Huygens fu il primo a intuire la natura anulare dei corpi visti da Galileo attorno al pianeta e scoprì anche il satellite Titano. Giovanni Cassini nel 1675 fu il primo a ipotizzare la natura degli anelli e vi individuò la prima suddivisione, o lacuna, che ancora oggi porta il suo nome. Inoltre scoprì altre quattro lune saturniane: nel 1671 Rea, Giapeto nel 1672 e Dione e Teti nel 1684. La natura "granulare" degli anelli fu dimostrata per via teorica nel 1859 dal fisico scozzese James Clerk Maxwell. Nel 1899 William Henry Pickering scoprì Febe, un satellite irregolare che non ruota in sincronia con Saturno come le altre lune maggiori. Febe è stato il primo satellite scoperto in un'orbita retrograda. Nel corso del XX secolo studi su Titano portarono alla conferma che esso era circondato da una spessa atmosfera, caratteristica unica tra i satelliti naturali del sistema solare. 


La sonda Cassini

L'esplorazione di Saturno è avvenuta esclusivamente tramite l'ausilio di sonde spaziali prive di equipaggio umano. Come tutti i giganti gassosi Saturno non possiede una superficie solida, per cui le sonde che l'hanno visitato non vi sono atterrate, bensì hanno effettuato dei sorvoli ravvicinati (fly-by) del pianeta o sono entrate nella sua orbita, come nel caso della Cassini-Huygens che, dopo essere stata in orbita attorno al pianeta, si è bruciata entrando nell'atmosfera del pianeta il 15 settembre 2017. Raggiungere un altro pianeta del sistema solare richiede un elevato costo energetico. Perché una sonda spaziale possa raggiungere Saturno dall'orbita terrestre, è necessaria una quantità di energia di poco superiore a quella richiesta per portare in un'orbita terrestre bassa (LEO) la stessa massa. In astrodinamica tale energia richiesta è descritta in termini di cambio netto nella velocità della sonda, o Δv (Delta-v). L'energia minima richiesta per raggiungere Saturno (in sei anni) dall'orbita della Terra è pari ad un Δv di circa 10,4 km/s, confrontabile con il valore di 9,7 km/s di Δv richiesto per raggiungere un'orbita terrestre bassa dalla superficie del nostro pianeta. Con quasi la stessa quantità di energia al lancio, sarebbe possibile dimezzare i tempi di volo eseguendo una manovra di fionda gravitazionale con Giove. In alternativa, gravity assist mulpipli possono ridurre il quantitativo di energia richiesto al lancio o, equivalentemente, permettere di trasportare a destinazione un carico utile maggiore, a prezzo tuttavia di tempi di volo più lunghi e della necessità di attraversare zone del sistema solare con caratteristiche molto differenti (ad esempio, le alte temperature in prossimità dell'orbita di Venere o gli alti tassi di radiazioni nell'attraversamento del sistema di Giove) da quelle presenti nel sistema di Saturno, che dovrebbero guidare la progettazione della sonda.vLa lontananza di Saturno dal Sole esclude - con la tecnologia attuale - l'utilizzo dei pannelli fotovoltaici per alimentare la sonda. Risulta necessario quindi ricorrere ad un generatore termoelettrico a radioisotopi (RTG) o dispositivo equivalente. Tuttavia, il materiale fissile che ne costituisce la fonte energetica non è di facile reperibilità e il suo utilizzo incontra ostacoli sia negli Stati Uniti, che in Europa - le uniche realtà che hanno finora tentato l'esplorazione di Saturno. Negli Stati Uniti, la produzione di 238Pu è cessata nel 1988 ed è ripresa solo nel 2014, con l'acquisto del materiale dalla Russia nel frattempo. La legislazione francese vigente presso il Centre spatial guyanais dell'ESA vieta il lancio di materiale radioattivo dal centro. Saturno è stato visitato per la prima volta dalla Pioneer 11 nel settembre 1979. La sonda ha sorvolato il pianeta a 20 000 km dalle nubi superiori. In quell'occasione sono state acquisite solo immagini a bassa risoluzione del pianeta e qualche immagine anche dei suoi satelliti naturali, ma la risoluzione delle immagini non era abbastanza elevata da permettere l'individuazione di strutture superficiali. La Pioneer 11 ha studiato anche gli anelli di Saturno; tra le sue scoperte ci sono l'anello F e il fatto che gli spazi scuri tra gli anelli non sono del tutto privi di materiali. La sonda ha anche misurato la temperatura di Titano, pari a 250 K,  e l'intensità del campo magnetico di Saturno, un migliaio di volte più intenso di quello terrestre. Nel novembre del 1980 la Voyager 1 ha fatto visita al sistema di Saturno. Ha trasmesso alla Terra le prime immagini ad alta risoluzione del pianeta, degli anelli e dei satelliti. Su varie lune di Saturno è stato possibile vedere le strutture superficiali per la prima volta. Data l'allora recente scoperta di un'atmosfera su Titano, i controllori della Voyager al Jet Propulsion Laboratory hanno deciso di fare un incontro ravvicinato con il satellite. La sonda ha incrementato enormemente le nostre conoscenze dell'atmosfera di Titano, ma ha anche mostrato che la sua atmosfera è impenetrabile nella lunghezza d'onda del visibile, quindi non ha potuto rilevare nessun dettaglio superficiale. Il flyby ha anche cambiato la traiettoria della sonda mandandola al di fuori del piano del sistema solare. A distanza di quasi un anno, nell'agosto del 1981, la Voyager 2 ha continuato lo studio del sistema di Saturno. Si sono ottenute immagini ancora più ravvicinate dei satelliti di Saturno e si è avuta l'evidenza di cambiamenti negli anelli. La Voyager 2 ha analizzato l'atmosfera superiore di Saturno con il suo radar per misurare le temperature e le densità. La sonda ha scoperto che ai livelli più alti (7000 Pa di pressione) la temperatura era 70 kelvin (-203 °C, cioè 70 gradi sopra lo zero assoluto), mentre ai livelli più bassi (120 000 Pa) la temperatura saliva a 143 K (-130 °C). Il polo nord del pianeta era 10 K più freddo, sebbene questo possa esser dipeso da effetti stagionali. Sfortunatamente la piattaforma girevole della fotocamera si è incastrata per diversi giorni e molte immagini progettate non sono state scattate. La gravità di Saturno è stata utilizzata per dirigere la Voyager 2 verso Urano. La sonda ha scoperto numerosi satelliti naturali di Saturno che orbitano vicino o dentro il sistema di anelli. Ha anche scoperto le piccole divisione di Maxwell e di Keeler negli anelli. Il 1º luglio del 2004 la sonda Cassini-Huygens completa la manovra di inserimento nell'orbita di Saturno (SOI: Saturn Orbit Insertion). Ma già prima dell'inserimento in orbita la Cassini aveva studiato il sistema. Nel giugno del 2004 ha effettuato il flyby di Febe mandando a terra dati e immagini ad alta risoluzione. Il 25 dicembre 2004 la Cassini ha rilasciato la sonda Huygens che è scesa nell'atmosfera di Titano il 14 gennaio del 2005, raccogliendo un'enorme quantità di dati durante la discesa e dopo l'atterraggio. Durante tutto il 2005 la Cassini ha compiuto diversi flyby di Titano e di altri satelliti ghiacciati. Il 10 marzo del 2006 la NASA ha reso noto che la sonda ha trovato prove su Encelado di serbatoi di acqua liquida che vengono eruttati sotto forma di geyser. Il 20 settembre 2006, la Cassini scopre un altro debole anello planetario. Nel luglio del 2006 la sonda ha per la prima volta trovato prove dell'esistenza di laghi di idrocarburi vicino al polo nord di Titano. Successive immagini del marzo 2007 hanno mostrato "mari" di idrocarburi, il più grande dei quali ha quasi le dimensioni del Mar Caspio. Il 10 settembre 2007, la sonda ha effettuato un flyby di Giapeto. La sonda ha scoperto finora quattro nuovi satelliti di Saturno. La fine della sua missione era inizialmente prevista per il 2008, dopo aver completato circa 74 orbite attorno a Saturno. Essendo la sonda ancora perfettamente operativa ed essendone stato approvato l'ulteriore finanziamento, nel 2009 la missione è stata prolungata, entrando nella cosiddetta "mission extended" (missione estesa), ribattezzata Cassini Equinox.

Approfondimento: la sonda Cassini

La sonda Cassini

Cassini-Huygens è stata una missione robotica interplanetaria congiunta NASA/ESA/ASI, lanciata il 15 ottobre 1997 con il compito di studiare il sistema di Saturno, comprese le sue lune e i suoi anelli. La sonda si componeva di due elementi: l'orbiter Cassini della NASA e il lander Huygens dell'ESA. La sonda ha concluso la sua missione con il suo "gran finale" il 15 settembre 2017 dopo che, come programmato, è stata fatta rientrare nell'atmosfera di Saturno e così disintegrata. La sonda è andata distrutta circa alle 10:31 UTC e l'ultimo segnale è stato ricevuto alle 11:55 UTC. Cassini è stata la prima sonda ad essere entrata nell'orbita di Saturno, il 1º luglio 2004 (ore 04:12 GMT), e solo la quarta ad averlo visitato (prima della Cassini erano già passate la Pioneer 11 e le Voyager 1 e 2). Il 25 dicembre 2004 la sonda Huygens si è separata dalla nave madre e si è diretta verso la principale luna di Saturno, Titano. Il 14 gennaio 2005 Huygens è scesa nell'atmosfera del satellite e durante la corsa ha raccolto dati sull'atmosfera, immagini della superficie, rumori dall'ambiente circostante. Ha toccato il suolo dopo una discesa di 2 h e 30 m ed ha poi continuato a trasmettere il suo segnale per altri 90 minuti. L'orbiter Cassini prende il nome dall'astronomo italiano Giovanni Domenico Cassini che, verso la fine del Seicento, ebbe un ruolo di primaria importanza nello studio di Saturno e dei suoi anelli. Il lander Huygens prende il nome dall'astronomo olandese del XVII secolo Christiaan Huygens che, utilizzando il proprio telescopio, scoprì Titano. Sviluppata dalla NASA in collaborazione con l'ESA (l'Agenzia spaziale europea) e con l'ASI (l'Agenzia spaziale italiana), la sonda Cassini è un prodigio della tecnologia spaziale del XX secolo, costituita da due componenti distinte: un orbiter e una sonda secondaria (Huygens). Alta 7 metri e larga 4, questa sonda da 6 tonnellate (orbiter, sonda Huygens e propellente compreso) era dotata di un'antenna parabolica larga poco meno di 4 metri, un'asta-magnetometro lunga 13 metri, 22.000 connessioni elettriche, 12 chilometri di cavi elettrici, ottantadue unità di riscaldamento a radioisotopi, sedici motori di assetto ("thrusters") a idrazina, e la maggior parte dei sistemi era "ridondata", ovvero affiancata da un analogo sistema di riserva, per minimizzare le probabilità di guasti, che non avrebbero avuto possibilità di essere riparati: la sonda si trovava nel 2007 a più di un miliardo di chilometri dalla Terra e i suoi segnali radio, pur viaggiando alla velocità della luce (299792,458 km/s) impiegarono circa 60 minuti per raggiungere la Terra. Cassini è stata l'ultima delle grandi missioni spaziali della NASA. Ne ha tutte le caratteristiche tipiche: grandi dimensioni, grande abbondanza di apparecchiature, lungo tempo di sviluppo e costo elevatissimo: circa 5 miliardi di dollari, comprensivi delle operazioni durante la vita della sonda. Dopo lo sviluppo della sonda Cassini, la NASA passò alla filosofia faster, better, cheaper (più veloce, migliore, più economico), con alterni risultati. Considerando la distanza di Saturno dal Sole i raggi solari non potevano essere sfruttati come fonte di energia. Per generare abbastanza energia i pannelli solari avrebbero dovuto essere molto grandi e di conseguenza pesanti. Per questo motivo l'orbiter è stato alimentato da tre generatori termoelettrici a radioisotopi (RTG). Al momento del lancio i generatori atomici della sonda Cassini provocarono numerose polemiche da parte di ambientalisti che sottolineavano il rischio di contaminazione ambientale in caso di incidente. I generatori atomici della sonda Cassini erano unità RTG passive: non avevano reattori atomici, ma sfruttavano semplicemente il calore prodotto dal decadimento radioattivo di una piccola quantità di plutonio per produrre corrente elettrica. In termini semplici, è stato usato un piccolo contenitore di scorie nucleari per produrre energia. Nel peggiore dei casi un incidente avrebbe potuto comportare lo spargimento del plutonio nell'atmosfera. La NASA sottolineò come le unità RTG fossero rinchiuse in un contenitore progettato appositamente per sopravvivere anche all'esplosione totale del razzo e, se pure esso si fosse rotto, la quantità di plutonio sarebbe stata così piccola da fare aumentare a malapena il livello di radioattività rispetto al fondo di radioattività naturale già presente nella zona. La questione venne messa a tacere dal lancio, che risultò perfetto. È da notare che, in una missione precedente, un'unità RTG simile a quella della sonda Cassini uscì effettivamente intatta dall'esplosione del razzo che la conteneva. L'unità fu recuperata e le sue condizioni erano talmente buone da essere imbarcata in una missione successiva. Alla fine degli undici anni nominali della missione gli RTG saranno ancora in grado di produrre fra i 600 e i 700 Watt di potenza elettrica. L'orbiter viene alimentato da tre generatori atomici, ed è la parte principale della sonda, quella, cioè, che è stata messa in orbita attorno a Saturno e che ha compiuto il viaggio dalla Terra. Ha un peso di oltre 2 tonnellate ed è dotato di dodici differenti strumenti scientifici, due registratori digitali di dati, due computer primari e cinquanta computer secondari. La sua strumentazione di bordo comprende camere per immagini operanti sia in luce visibile, che nell'infrarosso e nell'ultravioletto. Le immagini ottenute da questi strumenti sono fondamentali per fornire un'esatta morfologia dei corpi osservati e saranno integrate anche dai dati raccolti dai radar di bordo per costruire una mappa dettagliata della superficie di Titano. La sonda possiede inoltre alcuni spettrografi utili per lo studio della temperatura e della composizione chimica della superficie di Saturno, della sua atmosfera, nonché dei suoi celebri anelli. Altri strumenti, infine, permettono di analizzare le proprietà e il comportamento del gas ionizzato all'interno della magnetosfera del pianeta e di risalire, quindi, alle sue caratteristiche e all'intensità del campo magnetico. Cassini comunica con la Terra principalmente tramite una grande antenna parabolica, costruita per conto dell'Agenzia Spaziale Italiana dall'azienda italiana Alenia Spazio; con un diametro di quattro metri e assistita da un complesso sistema elettronico di bordo, essa gestisce quattro bande di frequenze: X, Ka, S, Ku. Montata all'interno dell'orbiter è presente una sonda secondaria (le sue dimensioni non superano i 3 metri di diametro per 350 kg di peso), Huygens. Prende il nome dall'astronomo olandese del XVII secolo Christiaan Huygens, che utilizzando il proprio telescopio scoprì Titano. Si è staccata dalla sonda principale il 25 dicembre 2004, ed è atterrata su Titano il 14 gennaio 2005. Dopo la fase di avvicinamento è entrata nel campo gravitazionale di Titano e ha iniziato la discesa guidata attraverso la sua atmosfera rallentata da un paracadute (solo nella prima fase) e da razzi frenanti. In questa fase (della durata di circa due ore) una speciale telecamera ha effettuato una prima ripresa della superficie di Titano, fondamentale per poterne studiare la geologia. Parallelamente i sensori di bordo hanno provveduto ad una costante misurazione della temperatura delle nubi, mentre gli spettrografi hanno misurato la loro composizione chimica e le caratteristiche fisico-chimiche delle particelle di polvere in sospensione nell'atmosfera. Un ulteriore esperimento condotto durante la fase di discesa è stata la misurazione della velocità dei venti sulla superficie di Titano (attraverso tecniche Doppler). Al momento dell'atterraggio (in una zona di Titano denominata Xanadu - ma era stato previsto anche l'ammaraggio in un eventuale oceano di Titano) la sonda aveva energia appena sufficiente per effettuare una seconda volta tutte queste misure. Mezz'ora dopo si è spenta definitivamente. Nella più ottimistica delle previsioni il piccolo robot della capsula Huygens avrebbe dovuto inviare informazioni per quindici minuti al massimo, invece ha continuato a fare sentire la sua voce per altre due ore, fino a che Cassini non è tramontato dietro al pianeta. Tramite i radiotelescopi di tutto il mondo il suo segnale è stato raccolto per un'altra ora.

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Parametri orbitali

Saturno orbita attorno al Sole a una distanza media di 1,427 miliardi di chilometri, compiendo una rivoluzione completa in 29,458 anni terrestri. La sua orbita è inclinata di 2,488° rispetto all'eclittica ed è eccentrica di un fattore pari a 0,0560. Alla sua distanza, la luce del Sole appare 100 volte meno intensa rispetto a quella che arriva sulla Terra. Con una massa pari a 95,181 volte e un volume pari a 744 volte quello terrestre, Saturno è il secondo pianeta più grande del Sistema solare dopo Giove. L'asse di rotazione è inclinato di 26,731 gradi, regalando al pianeta un ciclo di stagioni più o meno analogo a quello terrestre e marziano, ma assai più lungo. Il periodo di rotazione di Saturno sul proprio asse varia a seconda della quota; gli strati superiori, nelle regioni equatoriali, impiegano 10,233 ore a compiere un giro completo, mentre nucleo e mantello ruotano in 10,675 ore. L'orbita percorsa da Saturno può essere descritta attraverso i parametri orbitali seguenti:

Parametri orbitali di Saturno
  • Semiasse maggiore: 1 433 530 000 km (9,582 UA)
  • Perielio: 1 352 550 000 km (9,02063224 UA)
  • Afelio: 1 515 500 000 km (10,05350840 UA)
  • Eccentricità orbitale: 0,0565
  • Periodo orbitale: 29,45 anni (10 756,1995 giorni)
  • Inclinazione orbitale (Inclinazione sull'eclittica): 2,485°
  • Longitudine del nodo ascendente: 113,71504°
  • Argomento del perielio: 92,43194°

La distanza media di Saturno dal Sole è di 9,6 UA, pari a circa 1 miliardo e 440 milioni di km. Il periodo di rivoluzione è di 29,45 anni terrestri, pari a circa 10 756 giorni sulla Terra. Tuttavia, il suo periodo sinodico (che corrisponde alla durata di tempo che impiega il pianeta, osservato dalla Terra, per ritornare nella stessa posizione del cielo rispetto al Sole - ad esempio, quindi, tra due congiunzioni successive) è di 378,09 giorni, quasi 1 anno e 2 settimane terrestri. La velocità media di percorrenza dell'orbita è di 9,68 km/s. La velocità massima è raggiunta ovviamente (per la seconda Legge di Keplero) durante il passaggio per il perielio ed è di 10,18 km/s, mentre quella minima raggiunta durante il passaggio dell'afelio è di 9,09 km/s. La sua orbita è inclinata di 2,488º rispetto all'eclittica ed è eccentrica di un fattore 0,0560. Alla sua distanza la luce del Sole appare 100 volte meno intensa rispetto alle misure effettuate dalla Terra. L'asse di rotazione è inclinato di 26,731°, regalando al pianeta un ciclo di stagioni più o meno analogo a quello terrestre e marziano, ma assai più lungo. Il periodo di rotazione di Saturno sul proprio asse varia a seconda della quota; gli strati superiori, nelle regioni equatoriali, impiegano 10,23378 ore a compiere un giro completo, mentre nucleo e mantello ruotano in 10,67597 ore. Nel marzo 2007 è stato rilevato che la variazione delle emissioni radio del pianeta non corrisponde alla velocità di rotazione di Saturno. Tale variazione potrebbe essere causata dall'attività dei geyser sulla superficie della luna Encelado. Il vapore acqueo emesso in orbita attorno a Saturno da questa attività crea un ostacolo al campo magnetico del pianeta, rallentando la sua rotazione rispetto alla rotazione del pianeta. L'ultima stima del periodo di rotazione di Saturno, basato su una media di varie misure effettuate dalle sonde Cassini, Voyager e Pioneer è stato segnalata nel settembre 2007, ed equivale a 10 ore, 32 minuti e 35 secondi.


Caratteristiche fisiche e struttura

Un modello realistico di Saturno

Con una massa pari a 95,181 volte e un volume pari a 744 volte quello terrestre Saturno è il secondo pianeta più grande del sistema solare dopo Giove. È classificato come gigante gassoso poiché gli strati esterni sono costituiti prevalentemente da gas e manca di una superficie definita, anche se potrebbe avere un nucleo solido. Saturno appare visibilmente schiacciato ai poli, con i suoi diametri equatoriale e polare (120536 km e 108728 km rispettivamente) che differiscono di quasi il 10%. Questa forma è il risultato della sua rapida rotazione e della sua composizione chimica, con la densità più bassa del sistema solare, facile a deformarsi. Anche gli altri pianeti, e i giganti gassosi in particolare, sono deformati in maniera analoga, ma in modo molto meno evidente. Saturno è anche l'unico pianeta del sistema solare con una densità media inferiore a quella dell'acqua: solo 0,69 g/cm³. In realtà il valore medio è una combinazione di densità molto basse nell'atmosfera del pianeta e densità più elevate all'interno, sicuramente maggiori di quella dell'acqua. Per questi valori si presuppone che il pianeta abbia un nucleo di rocce e metalli non particolarmente massiccio. Saturno ha una massa 95 volte quella terrestre, e assieme a Giove compone il 92% della massa planetaria totale del sistema solare. Saturno possiede una struttura interna molto simile a quella di Giove; come l'altro gigante gassoso, presenta una composizione affine a quella del Sole, essendo costituito per il 75% di idrogeno ed il 25% di elio, con tracce d'acqua, metano ed ammoniaca. Nello strato esterno è presente un'atmosfera dove si alternano fasce chiare e scure parallele all'equatore con perturbazioni cicloniche e formazioni di nubi; il tutto digrada nella zona sottostante, un oceano liquido di idrogeno molecolare ed elio che sovrasta un involucro tra 0,2 e 0,5 raggi planetari sottoposto ad una pressione di 3 milioni di atmosfere dove domina l'idrogeno metallico liquido ad una temperatura di circa 20 000 °C. Successivamente, al centro del pianeta, è presente il nucleo, che misura 0,2 raggi planetari, circa le dimensioni della Terra, con una temperatura di circa 12 000 °C ed una pressione di 8 milioni di atmosfere, formato da silicati ferrosi e ghiaccio. Dato che Saturno irradia nell'infrarosso, al pari di Giove, un'energia all'incirca doppia di quella che riceve dal Sole, si pensa che l'elio, più pesante dell'idrogeno, sprofondi nell'oceano liquido, e di conseguenza liberi il calore, generato dalla compressione, per convezione verso l'alto fino all'atmosfera, dove può sfuggire nello spazio. L'atmosfera di Saturno, anch'essa molto simile a quella di Giove, è composta principalmente di idrogeno ed elio; quella di Saturno contiene tuttavia una percentuale di idrogeno leggermente maggiore, oltre ad una quantità di fosforo ed arsenico circa 10 volte superiore. Anche nel caso di Saturno, come per Giove, è stato possibile individuare tramite la spettroscopia agli infrarossi la presenza di concentrazioni infinitesimali di monossido di carbonio, fosfina, idruro di germanio ed arsina. Forse questi composti chimici, che normalmente non potrebbero esistere in un'atmosfera a base di idrogeno ed elio, si originano in reazioni chimiche sconosciute e sono poi spinti fino al livello atmosferico visibile del pianeta da forti moti convettivi. Una sostanziale differenza fra le atmosfere di Giove e Saturno è la presenza di bande chiare e scure, specialmente presso l'equatore, molto evidenti nel primo ma estremamente soffuse e poco contrastate nell'altro. Il motivo è probabilmente la minore temperatura atmosferica di Saturno (130 K nell'alta atmosfera), che favorisce la formazione di nubi ad una profondità maggiore rispetto a Giove. Ciononostante l'atmosfera saturniana è percorsa da venti fortissimi, che soffiano fino a 1000 km/h presso l'equatore. Sono inoltre presenti cicloni, soprattutto alle alte latitudini, dalla durata relativamente breve e dalle dimensioni massime di circa 1200 km. Saturno come altri pianeti giganti ha una temperatura degli strati alti dell'atmosfera superiore a quanto dovrebbe essere secondo i calcoli teorici. Per molto tempo si è pensato che la ionosfera potesse favorire il riscaldamento del pianeta ma simulazioni numeriche eseguite da ricercatori dell'University College di Londra in collaborazione con ricercatori della Boston University hanno stimato che la ionosfera dovrebbe in realtà raffreddare il pianeta, quindi la spiegazione di questo fenomeno al momento è sconosciuta. Studi basati sulle osservazioni della sonda Cassini hanno evidenziato una ciclicità della temperatura e della direzione dei venti, simile a quella che avviene sulla terra ogni due anni. Tale periodicità climatologica, che avviene all'altezza della fascia atmosferica tropicale, è fortemente perturbata da eventi atmosferici quali la grande tempesta settentrionale, che avvengono lontani dalla linea equatoriale e che presentano le stesse dinamiche che sulla Terra sono correlate alle teleconnessioni atmosferiche.  Saturno è inoltre noto per il suo "esagono". L'esagono di Saturno è una particolare conformazione nuvolosa di forma esagonale persistente al polo nord di Saturno, sito a circa 78°N. Ogni lato dell'esagono misura circa 13.800 km (8600 mi), più del diametro del pianeta Terra La conformazione nuvolosa ruota intorno al vortice centrale del polo nord di Saturno con un periodo di 10h 39min 24s, lo stesso periodo dell'emissione radio interna del pianeta e non si sposta longitudinalmente lungo il pianeta, come le altre nuvole dell'atmosfera visibile, ma rimane, al contrario, piuttosto stabile. Anche il polo sud di Saturno possiede un grosso vortice nel suo centro, ma, al contrario di quel che succede al polo nord, come riportato dal telescopio spaziale Hubble, non possiede alcun tipo di particolare o persistente conformazione nuvolosa, tantomeno di forma esagonale. Questa particolare distorsione nuvolosa del pianeta venne osservata per la prima volta nell'ambito del programma spaziale Voyager, in particolare dalla sonda interplanetaria Voyager 1, nel 1981. La vera missione però ad essere incaricata di approfondire la questione è stata la Cassini-Huygens, che, nel 2006, grazie all'orbiter Cassini, poté riprendere immagini di qualità molto maggiore rispetto alla missione precedente, nonostante la sola possibilità di usare la radiazione infrarossa, condizione durata fino al gennaio 2009, momento in cui il polo nord del pianeta è passato alla luce del Sole. Cassini è riuscita prendere immagini davvero spettacolari di questa perturbazione proprio grazie alla sua natura di satellite in quanto si muove alla stessa velocità di Saturno dentro la sua orbita, in accordo coi movimenti dell'esagono. Dopo la sua scoperta, e dopo che il nord del pianeta è tornato alla luce del Sole, astrofili di tutto il mondo sono riusciti ad ottenere immagini che mostrano l'esagono di Saturno dalla Terra. Nonostante la comunità scientifica internazionale non si sia mai pronunciata con sicurezza al riguardo, la tesi più accreditata, per ora, volta a spiegare la natura dell'origine dell'esagono di Saturno, sviluppata presso l'Università di Oxford, spiega la forma esagonale della nube con la presenza di un gradiente latitudinale molto elevato nella velocità dei venti atmosferici dell'atmosfera di Saturno. Forme regolari simili a quella di Saturno, per la maggior parte esagoni ma anche triangoli ed ottagoni, sono state ricreate in laboratorio con un esperimento dove in una vasca circolare del liquido libero viene ruotato a diverse velocità nel suo centro e nella sua periferia: le figure finiscono col formare un regime turbolento tra i due diversi corpi fluidi, ormai separati poiché rotanti a velocità differenti, che determina anche la creazione del vortice centrale, proprio come per l'esagono del pianeta con gli anelli. I poligoni non si formano a meno che i parametri differenziali di velocità e viscosità del materiale non rientrino entro certi margini, non possono essere quindi presenti in altri luoghi che si pensavano papabili, come i poli di Giove o lo stesso polo sud di Saturno. L'esistenza della magnetosfera di Saturno è stata accertata dalla sonda Pioneer 11 (1979), successivamente confermata da Voyager 1 e Voyager 2 (1980-1981) e attualmente studiata dalla missione Cassini che sta fornendo importanti dati. La magnetosfera di Saturno è la cavità creata nel flusso del vento solare dal campo magnetico generato internamente dal pianeta. Si pensa che il meccanismo che genera questo campo magnetico sia - come per Giove - l'elevata velocità di rotazione dello strato di idrogeno metallico all'interno del pianeta. Il suo orientamento è quasi coincidente con l'asse di rotazione (con uno scarto inferiore all'1%). Quella di Saturno è per dimensioni la più grande magnetosfera planetaria dopo quella di Giove, estendendosi intorno al pianeta per circa 20 volte il suo raggio e con una coda di oltre 2 milioni di km in direzione opposta al Sole. È permeata da plasma composto da elettroni e nuclei atomici ionizzati, prodotti sia dal pianeta che dalle sue lune e in particolare da Encelado, che vi riversa fino a 1000 kg di vapor d'acqua al secondo attraverso i suoi geyser. L'interazione tra la magnetosfera e la ionosfera provoca aurore polari che circondano i poli. Queste aurore sono state fotografate anche dall'HST. Altre interazioni dovute al campo magnetico sono state osservate tra i suoi satelliti: una nube composta da atomi di idrogeno che va dall'orbita di Titano fino all'orbita di Rea e un disco di plasma, anche questo formato da idrogeno e ioni di ossigeno, che si estende dall'orbita di Teti fino quasi all'orbita di Titano. Il plasma ruota in sincronia quasi perfetta con il campo magnetico di Saturno. Parlando degli anelli del pianeta, dobbiamo prima di tutto affrontarne la struttura generale. Gli anelli di Saturno sono anelli planetari attorno al pianeta Saturno. Sono composti da miliardi di piccoli oggetti, della grandezza che varia dal micrometro al metro, orbitanti attorno al pianeta sul suo piano equatoriale, e organizzati in un anello piatto. Poiché, come per la Terra, l'asse di rotazione di Saturno è inclinato rispetto al piano orbitale, anche gli anelli risultano inclinati. Gli anelli iniziano ad un'altezza di circa 6600 km dalla superficie di Saturno e si estendono fino a 120000 km, poco meno di un terzo della distanza Terra-Luna. A seguito dell'esplorazione ravvicinata della sonda spaziale Cassini-Huygens il loro spessore è stato misurato mediamente in circa 10 m e sono quindi estremamente sottili. In compenso gli anelli non sono completamente piatti, in alcune zone le particelle sono addensate in strutture che si estendono da 3 a 5 km sopra e sotto il piano degli anelli, proiettando così lunghe ombre in particolari momenti di inclinazione rispetto al sole. Furono scoperti da Huygens nel 1655. In precedenza Galileo aveva notato che Saturno presentava delle protuberanze ai lati, ma la scarsa potenza del suo telescopio non gli aveva permesso di distinguerne la forma con chiarezza. Gli anelli sono divisi in sette fasce, separate da divisioni che sono quasi vuote. L'organizzazione in fasce e divisioni risulta da una complessa dinamica ancora non ben compresa, ma nella quale giocano sicuramente un ruolo i cosiddetti satelliti pastori, lune di Saturno che orbitano all'interno o subito fuori dall'anello. L'origine degli anelli è sconosciuta. Ci sono due ipotesi principali: che siano il risultato della distruzione di un satellite di Saturno, ad opera di una collisione con una cometa o con un altro satellite, oppure che siano un "avanzo" del materiale da cui si formò Saturno che non è riuscito ad assemblarsi in un corpo unico. Solo dell'anello E si conosce l'origine: su Encelado si verificano fenomeni di criovulcanismo continuo, di conseguenza si presuppone che l'abbondante materiale emesso abbia formato l'anello E. Le teorie attuali suggeriscono che gli anelli siano instabili e abbiano una vita relativamente breve: in pochi milioni di anni dovrebbero disperdersi o precipitare sul pianeta stesso. Questa osservazione sarebbe coerente con l'ipotesi di un'origine recente degli anelli. Una ricerca NASA effettuata nel 2018 in collaborazione con l'osservatorio Keck ha confermato le stime effettuate sulle osservazioni delle due sonde Voyager, in base alle quali il sistema di anelli dovrebbe precipitare completamente entro 300 milioni di anni, a causa della gravità e dell'intenso campo magnetico del pianeta. Osservazioni effettuate con la sonda Cassini sulla precipitazione di materiale presso l'equatore del pianeta stimano l'età degli anelli inferiore ai 100 milioni di anni. La divisione più grande fu scoperta da Cassini nel 1675, ed è chiamata divisione di Cassini. Successivamente Bond scoprì che l'anello interno era anch'esso suddiviso (1850). Anche l'anello esterno risultò suddiviso da quella che è chiamata Divisione di Encke. I diversi anelli vengono chiamati anche con le lettere dell'alfabeto. Originariamente la sequenza partiva dal più esterno (A) verso l'interno (B, C, ecc.), ma con la scoperta di nuovi anelli sia all'interno che all'esterno le lettere sono ora piuttosto mescolate. Nel 1983 una cometa o un asteroide colpì l'anello D di Saturno, causando nella materia degli anelli oscillazioni che durarono più di 30 anni. L'anello A è l'anello planetario più brillante del pianeta Saturno; è situato all'esterno dell'anello B, al di là della Divisione di Cassini. Esternamente è delimitato dall'orbita di Atlante, un satellite minore di Saturno. Al suo interno trovano spazio due regioni relativamente povere di materiale: la Divisione di Encke, situata presso l'estremità esteriore dell'anello, in prossimità dell'orbita di Pan, e la Divisione di Keeler, dovuta alla presenza di Dafni. L'anello B è un anello planetario del pianeta Saturno; si tratta dell'anello più brillante assieme all'anello A, che si trova al suo esterno. A differenza di quest'ultimo, tuttavia, l'anello B si compone di innumerevoli anelli minori, alcuni dall'orbita eccentrica; sono inoltre presenti regioni in cui la densità di polveri è maggiore, che conferiscono all'anello un caratteristico aspetto a raggiera. L'anello C è l'anello planetario più interno di Saturno, eccezion fatta per il debole anello D, che si trova ancora più vicino al pianeta; è anche noto come anello di garza, poiché è a sua volta assai meno luminoso degli anelli A e B, essendo composto da materiali più scuri. L'anello D è l'anello planetario più interno del pianeta Saturno; è situato all'interno del più noto anello C ed è estremamente rarefatto. Nuove osservazioni della navicella Cassini della NASA rivelano che i caratteristici anelli di Saturno sono cambiati notevolmente negli ultimi 25 anni. Parti dell'anello D - sono diventate più fioche da quando la navicella Voyager era passata vicino al pianeta nel 1981. Un pezzo dell'anello D si è addirittura spostato di 200 chilometri verso Saturno. Mentre gli scienziati si interrogano sulle cause dei cambiamenti, le osservazioni potrebbero rivelare qualcosa anche sull'età e la durata degli anelli. L'Anello E è uno degli anelli esterni del pianeta Saturno, è stato studiato dalla sonda Cassini nel 2006. È l'anello più esterno ed è estremamente largo, comincia dall'orbita di Mimas fino all'orbita di Rhea. È un disco di materiale ghiacciato e polveroso composto da particelle microscopiche. Nel 2006 ci si è accorti che il vulcanismo ghiacciato di Encelado ha fornito materiale d'accrescimento per l'anello. D'altra parte le incessanti collisioni con Encelado di materiale spaziale e micrometeoriti, producono eiezione ed erosione sulla superficie del satellite e potrebbero essere fra le cause che fanno accrescere l'anello stesso. L'anello F è uno degli anelli esterni di Saturno. È situato al di fuori degli anelli più grandi, ad appena 3.000 km. Scoperto nel 1979 dal gruppo di analisi delle immagini del Pioneer 11, è spesso soltanto 100 chilometri, ed è tenuto stabile dalla presenza di due satelliti: Prometeo e Pandora che orbitano in prossimità dell'anello F, esternamente ed internamente. Le immagini della sonda Cassini indicano che l'anello è formato da una struttura costituita da molti piccoli anelli attraversati da noduli, che potrebbero essere accumuli di materiale o minutissimi satelliti, con attorno un'altra struttura spiraleggiante che Prometeo, con la propria attrazione gravitazionale, depaupera di materiale. Inoltre la gravità della piccola luna crea dei canali e dei ruscelli di polvere nello stesso anello, grazie a queste interazioni gravitazionali. Le dimensioni di queste particelle variano da qualche micrometro a qualche centimetro. Non era mai stato osservato nulla di simile finora, ma è quello che risulta dalle osservazioni e dalle simulazioni fatte quando Prometeo e Pandora si allontanano e si avvicinano all'anello ogni 14,7 ore. Risulta inoltre un periodo orbitale di 14h 50m 28s. L'anello G è uno degli anelli esterni del pianeta Saturno ed è situato al di fuori degli anelli più brillanti. È un anello debole di polvere ed occupa una regione dominata dalle orbite di Giano ed Epimeteo; è stato scoperto nel 1980 dalla sonda Voyager I e studiato dalla sonda Cassini nel 2006. Secondo recenti studi, le polveri di cui è formato l'anello deriverebbero dai resti di una luna del pianeta, e che grazie all'influenza gravitazionale di Saturno e di una delle sue lune, Mimas, abbiano preso la forma attuale. Una sequenza di immagini mostra un arco luminoso che collega il bordo interno dell'anello (una fascia larga 7 000 km), che a volte sembra essere più luminoso del resto dell'anello G. Questa luminosità dovrebbe essere dovuta agli scontri che avvengono tra residui ghiacciati che interagiscono con la gravità di Mimas. Alcuni ipotizzano addirittura che l'anello G sia venuto all'esistenza a causa di impatti con Mimas dai quali sono poi provenute le polveri che distribuendosi attorno a Saturno hanno formato l'anello. Le dimensioni delle particelle che costituiscono la sua struttura variano da qualche micrometro a qualche millimetro. Il suo periodo orbitale è pari a 19h 52m 43s. La divisione di Cassini (dal nome di Gian Domenico Cassini, che la scoprì nel 1675) è la separazione presente nel sistema di anelli del pianeta Saturno; è situata fra i due anelli più brillanti del pianeta, l'anello B, all'interno, e l'anello A, all'esterno. Gli anelli possiedono anche molte altre divisioni, come la divisione di Encke, tuttavia la divisione di Cassini è la più grande e la più famosa, ed è visibile anche con telescopi di piccole dimensioni. Ad un'analisi superficiale si direbbe che non sia presente materiale all'interno di queste divisioni, in realtà si tratta di zone con una minore densità di materiale. La sonda Cassini-Huygens, il primo luglio 2004 ha attraversato lo spazio tra altri 2 anelli del pianeta (l'anello F e l'anello G) e i suoi sensori hanno registrato più di 100.000 microimpatti contro l'antenna principale, provocati da particelle di dimensioni microscopiche. La divisione di Cassini è dovuta all'influsso gravitazionale del satellite Mimas, che si trova in risonanza orbitale con la divisione, per cui il materiale viene espulso a causa del passaggio del satellite. Pochi giorni dopo che la sonda Cassini entrò in orbita attorno a Saturno, cominciarono ad arrivare dati riguardanti la composizione della breccia presente fra gli anelli A e B. Al contrario degli anelli che prevalentemente risultano composti di acqua ghiacciata, la divisione, che dovrebbe essere vuota, contiene più polvere che ghiaccio, probabilmente carbonio e silicati, che sembrano ricordare il materiale osservato su Febe. Ciò suffraga la teoria che questi residui non sarebbero altro che i resti di una luna; quello che però stupisce maggiormente è che gli anelli A e B si mostrano così puliti al contrario della divisione che c'è fra loro, la quale è oltremodo sporca di polveri. Questi dati sono stati forniti dalla strumentazione di bordo chiamata VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) realizzato dall'Agenzia Spaziale Italiana ed interpretati dal Rings Working Group guidato da Jeff Cuzzi di Nasa-Ames. La separazione di Colombo (dal nome dell'astronomo italiano Giuseppe Colombo) è uno spazio vuoto presente nel sistema di anelli planetari del pianeta Saturno; è situato fra l'anello C e l'anello B. La distanza dal centro di Saturno della divisione di Colombo è di 77 800 km e al suo interno si trova il piccolo anello regolato da una risonanza orbitale con Titano (Titan ringlet). La Divisione di Encke è un altro spazio vuoto presente nel sistema di anelli del pianeta Saturno, all'interno del brillante Anello A; l'assenza di materiale in questa ristretta banda è dovuta alla presenza dell'orbita di un satellite minore del pianeta, Pan. Nel corso della missione spaziale Cassini-Huygens è stato individuato un piccolo anello sottile situato all'interno della Divisione. Sono inoltre importanti i cosiddetti "Satelliti Pastore". Si definisce satellite pastore un satellite naturale che con la sua particolare orbita in prossimità di un anello planetario, contribuisce a mantenerlo stabile pur modificandone la forma e l'estensione attraverso meccanismi di interazione gravitazionale. Inoltre contribuisce, come si è scoperto dalle osservazioni effettuate dall'orbiter della missione spaziale Cassini-Huygens, alla numerose divisioni possibili all'interno dell'anello. Satelliti di questo tipo erano già stati teorizzati come possibile soluzione per l'esistenza degli anelli più vistosi e noti del sistema solare, quelli del pianeta Saturno, ma sono stati osservati solo grazie alle missioni esplorative del sistema solare effettuate dalla NASA a partire dagli anni settanta. In particolare si deve lo studio approfondito del fenomeno alla Cassini-Huygens, che grazie alla risoluzione ottenibile dagli strumenti a bordo dell'orbiter ha permesso di osservare anche le particolari interazioni tra Giano ed Epimeteo che nel loro compito di "pastori" si scambiano ciclicamente il posto dalla posizione più interna a quella più esterna. Altri effetti sono dati ad esempio dalla presenza dell'anello F, che risulta mantenuto integro, anche se deformato, dalla reciproca azione dei due satelliti Pandora e Prometeo, o dell'opera di Pan, che con la sua presenza spazza letteralmente i detriti mantenendo integra la divisione di Encke. L'azione di satelliti pastori è quasi certamente responsabile dei meno evidenti anelli presenti attorno agli altri giganti gassosi del sistema solare esterno, Giove, Urano e Nettuno. Un esempio di satellite pastore è Prometeo. Prometeo è un satellite naturale di Saturno. È stato scoperto nel 1980 dalle foto riprese dalla sonda Voyager 1 e fu chiamato 1980 S 27. Questa piccola luna è di forma estremamente allungata, la Nasa la descrive a forma di patata[2] e la sua superficie è stata dettagliata da immagini della sonda Cassini che il 6 dicembre 2015 ha eseguito un passaggio moderatamente ravvicinato ; presenta diverse creste, valli e diversi crateri da impatto di circa 20 km, anche se è meno craterizzato delle 3 più vicine lune Pandora, Epimeteo e Giano. Dai dati sulla sua densità molto bassa e il suo relativamente elevato albedo, è stato ipotizzato che sia un corpo celeste ghiacciato e poroso. Prometeo è una luna pastore nel bordo interno dell'Anello F di Saturno. Immagini recenti della sonda Cassini mostrano che il campo gravitazionale del satellite crea nodi e perturbazioni nell'anello F a causa del materiale sottratto da esso. L'orbita di Prometeo appare caotica, a causa della risonanza del moto con Pandora e modifiche apprezzabili dell'orbita appaiono ogni 6,2 anni, quando il periasse di Pandora si allinea con l'apoasse di Prometeo e le lune si avvicinano a meno di 1400 km. Prometeo inoltre perturba in modo significativo Atlante, un altro satellite naturale di Saturno. È stato scoperto da Richard Terrile nel 1980 dalle fotografie riprese dalla sonda Voyager e fu chiamato S/1980 S 28. Nel 1983 venne chiamato in onore di Atlante della mitologia greca perché "regge gli anelli sulle sue spalle", come il Titano Atlante reggeva il cielo sopra la Terra. Atlante sembra essere un satellite pastore dell'anello A e nel 2004 è stato scoperto un debole e sottile anello, temporaneamente chiamato R/2004 S 1, all'interno della sua orbita. Le fotografie ad alta risoluzione riprese nel giugno 2005 dalla sonda Cassini hanno rivelato una luna a forma di disco, con una grande cresta equatoriale. Atlante è perturbato dalla presenza di Prometeo e in misura minore da Pandora, che causano una deviazione in longitudine di circa 600 km (~0.25°) dall'orbita kepleriana con un periodo di circa 3 anni. Siccome le orbite di Prometeo e Pandora sono caotiche, si è ipotizzato che lo sia anche quella di Atlante. Anche Pandora, che abbiamo citato poco fa, è un importante satellite pastore di Saturno. Pandora è un satellite naturale di Saturno. Venne scoperto nel 1980 dalle fotografie riprese dalla sonda Voyager 1 e venne chiamato 1980 S 26. Pandora è una luna pastore dell'Anello F di Saturno ed è maggiormente craterizzata rispetto al vicino satellite Prometeo. Possiede almeno due grandi crateri da impatto di circa 30 km di diametro. Come per Prometeo, anche i dati di Pandora sulla sua densità molto bassa e il suo relativamente elevato albedo, ipotizzano che sia un corpo celeste ghiacciato e poroso. Tuttavia questi dati non sono sicuri e devono essere confermati. L'orbita di Pandora appare caotica, a causa della risonanza del moto con Prometeo e presenta modifiche apprezzabili ogni 6,2 anni, quando il periasse di Pandora si allinea con l'apoasse di Prometeo e le lune si avvicinano a meno di 1400 km. Pandora possiede anche una risonanza con il satellite Mimante. In seguito tratteremo nel dettaglio quali sono le principali Lune di Saturno. Nell'ottobre del 2009 grazie al telescopio spaziale Spitzer è stato scoperto il più grande anello di Saturno mai osservato in precedenza. Questo enorme anello si trova alla periferia del sistema di Saturno, in un'orbita inclinata di 27º rispetto al piano del sistema dei sette anelli principali. Il nuovo anello, che si ritiene sia originato da Febe, è composto di ghiaccio e di polvere allo stato di particelle alla temperatura di -157 °C. Pur essendo molto esteso questo anello è rilevabile solo nello spettro infrarosso, perché non riflette la luce visibile. La massa dell'anello comincia a una distanza di circa 6 milioni di chilometri dal pianeta e si estende fino a 11,9 milioni di chilometri. La scoperta potrebbe essere decisiva per risolvere il problema legato alla colorazione del satellite Giapeto: gli astronomi ritengono che le particelle dell'anello, che orbitano intorno a Saturno con moto retrogrado (proprio come Febe), vadano a collidere contro la superficie di Giapeto quando esso, durante il suo moto orbitale, attraversa l'anello. Importante è approfondire la composizione degli anelli. La composizione degli anelli principali, i primi quattro scoperti, anello A, B, C e D è per più del 99% di acqua pura in forma di agglomerati di ghiaccio, che li dota di una brillantezza notevole, dalla grandezza variabile mediamente tra 1 centimetro e 10 metri. Lo spessore degli anelli varia da 10 metri a un chilometro, apparendo quindi sottili all'osservazione. La densità di queste particelle varia da anello ad anello e anche all'interno dell'anello stesso, passando da valori di 40-140 grammi per centimetro quadrato a valori di circa zero in quelle che vengono definite divisioni o separazioni:[81] spazi vuoti che separano gli anelli o all'interno di un anello, creati probabilmente da un gioco di risonanze gravitazionali dei satelliti pastori. Alcuni agglomerati di ghiaccio più massicci possono alterare lievemente l'uniformità dell'anello. Agglomerati dell'ordine di centinaia di metri vengono definiti "minilune" (moonlet in inglese) e non sono visibili al telescopio e nemmeno alle sonde che finora hanno visitato il pianeta, bensì creano delle perturbazioni che generano dei giochi di luce e ombra visibili solo in determinati periodi dell'anno saturniano. La NASA stima che gli anelli potrebbero "nascondere" milioni di minilune. 

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Satelliti di Saturno

I satelliti naturali di Saturno sono numerosi, con dimensioni che vanno da piccole lune di meno di 1 km fino all'enorme Titano, più grande del pianeta Mercurio. Saturno ha 82 satelliti naturali con orbite confermate, 53 dei quali hanno un nome proprio e solo 13 con un diametro maggiore di 50 chilometri, gli ultimi satelliti naturali scoperti hanno tutti un diametro di circa 5 km e 17 di questi hanno un moto retrogrado, ovvero orbitano in senso opposto rispetto alla rotazione del pianeta sul proprio asse. Saturno, il pianeta con densi anelli con propri moti orbitali complessi, ha sette lune di dimensioni sufficientemente grandi da determinare una forma ellissoidale (anche se solo due, Titano e Rea, sono attualmente in equilibrio idrostatico). Tra le lune di Saturno particolarmente degne di nota vi sono Titano, la seconda luna più grande del sistema solare, con una ricca atmosfera di azoto e un paesaggio con laghi di idrocarburi e reti fluviali secche, ed Encelado, che emette getti di gas e polvere, e che potrebbe contenere acqua liquida nel sottosuolo della regione del suo polo sud. Ventiquattro delle lune di Saturno sono satelliti regolari; hanno orbite con moto diretto poco inclinate rispetto al piano equatoriale di Saturno. Esse comprendono i sette satelliti principali, quattro piccole lune collocate in un'orbita troiana con lune più grandi, due lune reciprocamente co-orbitali e due lune che fungono da pastori dell'anello F. Altri due satelliti regolari orbitano tra le lacune negli anelli di Saturno. Iperione, relativamente grande, è bloccata in risonanza orbitale con Titano. Le restanti lune regolari orbitano vicino al bordo esterno dell'anello A, all'interno dell'anello G e tra le lune maggiori Mimas e Encelado. I satelliti regolari hanno avuto il loro nome dai Titani o da altre figure associate alla mitologia di Saturno. Le altre 38 lune, tutte piccole tranne una, sono satelliti irregolari le cui orbite, fortemente inclinate e con moto diretto o retrogrado, sono molto più lontane da Saturno. Queste lune sono probabilmente pianeti minori catturati, oppure detriti dalla disintegrazione di pianeti minori dopo essere stati catturati, con formazione di famiglie collisionali. In base alle loro caratteristiche orbitali, i satelliti irregolari sono stati classificati nei gruppi Inuit, Nordico, e Gallico; i loro nomi sono stati scelti dalle relative mitologie. La più grande delle lune irregolari è Febe, la nona luna di Saturno, scoperta verso la fine del XIX secolo. Gli anelli di Saturno sono composti da oggetti di dimensioni che variano da microscopiche a centinaia di metri, ciascuno nella propria orbita attorno al pianeta. Pertanto, non può essere assegnato a Saturno un numero preciso di lune, in quanto non vi è un confine netto tra gli innumerevoli piccoli oggetti anonimi che popolano il sistema di anelli di Saturno e gli oggetti più grandi che sono stati designati come lune. Oltre 150 piccole lune immerse negli anelli sono state identificate dalle perturbazioni che creano nel materiale degli anelli circostanti, anche se esse rappresentano solo un piccolo campione della popolazione totale di questi oggetti.   Prima dell'avvento della fotografia telescopica, otto lune di Saturno erano state scoperte attraverso l'osservazione diretta con telescopi ottici. La più grande luna di Saturno, Titano, fu scoperta nel 1655 da Christiaan Huygens utilizzando un obiettivo da 57 millimetri. montato su un telescopio rifrattore di sua progettazione. Teti, Dione, Rea e Giapeto (i "Sidera Lodoicea") furono scoperti tra il 1671 e il 1684 da Giovanni Domenico Cassini. Mimas e Encelado furono scoperti nel 1789 da William Herschel. Iperione fu scoperto nel 1848 da W.C. Bond, G.P. Bond e William Lassell. L'uso di lastre fotografiche a lunga esposizione ha reso possibile la scoperta di altri satelliti. Il primo ad essere scoperto con questa tecnica fu Febe, nel 1899 da William Henry Pickering. Nel 1966 il decimo satellite di Saturno, poi chiamato Giano, fu scoperto da Audouin Dollfus, quando gli anelli vennero osservati di taglio all'incirca a un equinozio. Pochi anni dopo ci si rese conto che tutte le osservazioni del 1966 potevano essere spiegate solo in presenza di un altro satellite con un'orbita simile a quella di Giano. Questo oggetto è oggi conosciuto come Epimeteo, l'undicesima luna di Saturno. Condivide la stessa orbita con Giano, con il quale rappresenta l'unico esempio conosciuto di lune co-orbitali del Sistema Solare. Nel 1980 tre altre lune di Saturno furono scoperte da terra e successivamente confermate dalle sonde Voyager. Sono il satellite troiano di Dione, (Elena), e quelli di Teti, (Telesto e Calipso). Da allora, lo studio dei pianeti esterni è stato rivoluzionato con l'uso delle sonde spaziali senza equipaggio. L'arrivo della sonda Voyager su Saturno nel 1980-1981 portò alla scoperta di altre tre lune, Atlas, Prometeo e Pandora, portando il totale a 17. Inoltre, Epimeteo fu confermato come distinto da Giano. Nel 1990, Pan fu scoperto nell'archivio immagini di Voyager. La missione Cassini, che arrivò a Saturno nell'estate del 2004, inizialmente scoprì tre piccole lune interne, Metone e Pallene tra Mimas e Encelado, e Polluce, la seconda luna lagrangiana di Dione. Inoltre osservò tre possibili lune, successivamente non confermate, nell'anello F. Nel novembre del 2004 gli scienziati di Cassini annunciarono che la struttura degli anelli di Saturno indicava la presenza di diverse altre lune che orbitavano all'interno degli anelli, sebbene uno solo, Dafni, fu confermato visivamente fino ad allora (2005). Nel 2007 fu annunciata Antea.[18] Nel 2008 fu segnalato che le osservazioni di Cassini relative a un impoverimento di elettroni energetici nella magnetosfera di Saturno vicino a Rea poteva essere la prova di un tenue sistema di anelli attorno alla seconda luna più grande di Saturno. Nel marzo 2009, fu annunciata l'esistenza di Egeone, una piccola luna all'interno dell'anello G. Nel luglio dello stesso anno, fu osservata S/2009 S 1, la prima piccola luna all'interno dell'anello B. Nell'aprile del 2014, è stato segnalato il possibile inizio di una nuova luna all'interno dell'anello A. Lo studio delle lune di Saturno è stato agevolato anche dai progressi nella strumentazione dei telescopi, soprattutto con l'introduzione dei dispositivi a carica accoppiata (CCD) digitali che hanno sostituito le lastre fotografiche. Per tutto il XX secolo, Febe è rimasta l'unica tra le lune conosciute di Saturno ad avere un'orbita fortemente irregolare. A partire dal 2000, tuttavia, tre dozzine di altre lune irregolari sono stati scoperte tramite telescopi terrestri. A partire dalla fine del 2000, un'indagine condotta utilizzando tre telescopi di medie dimensioni scoprì tredici nuove lune che orbitano Saturno a grande distanza, in orbite eccentriche molto inclinate sia rispetto all'equatore di Saturno che all'eclittica. Esse sono probabilmente frammenti di corpi più grandi catturati dall'attrazione gravitazionale di Saturno. Nel 2005, alcuni astronomi dell'Osservatorio di Mauna Kea annunciarono la scoperta di altre dodici lune esterne più piccole. Nel 2006, gli astronomi, utilizzando un telescopio Subaru di 8,2 m, segnalarono la scoperta di altre nove lune irregolari. Nell'aprile del 2007, fu annunciato Tarqeq (S/2007 S 1) e, nel maggio dello stesso anno, S/2007 S 2 e S/2007 S 3. I nomi moderni per le lune di Saturno furono proposti da John Herschel nel 1847. Egli propose di dar loro i nomi delle figure mitologiche associate al dio romano dell'agricoltura e del raccolto, Saturno (corrispondente al greco Crono). In particolare, i sette satelliti allora conosciuti presero il nome dai Titani, fratelli e sorelle di Saturno. Nel 1848 Lassell propose che l'ottavo satellite di Saturno fosse chiamato Iperione, un altro Titano. Quando nel XX secolo i nomi dei Titani furono esauriti, le lune presero il nome da personaggi della mitologia greca e romana o da giganti di altre mitologie. Tutte le lune irregolari (eccetto Febe) hanno nomi di divinità della mitologia inuit, di quella celtica e di giganti di ghiaccio della mitologia norrena. Alcuni asteroidi condividono gli stessi nomi delle lune di Saturno: 55 Pandora, 106 Dione, 577 Rea, 1809 Prometeo, 1810 Epimeteo e 4450 Pan. Inoltre, altri due asteroidi avevano condiviso i nomi di altrettante lune di Saturno fino a quando l'Unione Astronomica Internazionale (IAU) ha reso permanente le differenze di ortografia: Calipso e l'asteroide 53 Kalypso, Hélène e l'asteroide 101 Helena. Anche se le distinzioni possono apparire un po' vaghe, le lune di Saturno possono essere suddivise in dieci gruppi in base alle loro caratteristiche orbitali. Molti di loro, come Pan e Dafni, orbitano all'interno degli anelli di Saturno e hanno periodi orbitali solo leggermente più lunghi del periodo di rotazione del pianeta. Le lune più interne e parecchi satelliti regolari hanno tutti un'Inclinazione orbitale media che va da meno di un grado a 1,5° circa (tranne Giapeto che ha un'inclinazione di 7,57°) e una piccola eccentricità orbitale. D'altra parte, i satelliti irregolari nelle regioni più periferiche del sistema lunare di Saturno, in particolare il gruppo Nordico, hanno raggi orbitali di milioni di chilometri e periodi orbitali della durata di diversi anni. Inoltre, le lune del gruppo Nordico orbitano in direzione opposta alla rotazione di Saturno. Verso la fine di luglio del 2009 fu scoperta, dall'ombra che gettava, una piccola luna nell'anello B, a 480 km dal bordo esterno dell'anello. Il suo diametro fu stimato di 300 m. A differenza delle piccole lune dell'anello A (vedi sotto), essa non induce l'effetto 'elica', probabilmente a causa della maggior densità dell'anello B. Nel 2006, tra le immagini di Cassini dell'anello A, furono scoperte quattro minuscole lune. Prima di questa scoperta si conoscevano solo due lune grandi all'interno delle lacune dell'anello A: Pan e Dafni. Queste ultime hanno dimensioni tali da spazzare il materiale lasciando delle lacune nell'anello. Al contrario, una luna con massa ridotta è in grado di spazzare parzialmente solo due piccole lacune di circa 10 km nelle immediate vicinanze della luna stessa, creando una struttura a forma di elica di aeroplano. Le lune stesse sono minuscole, con un diametro che va da 40 a 500 metri, troppo piccole per essere osservate direttamente. Nel 2007, la scoperta di altre 150 piccole lune ha rivelato che (con l'eccezione di due che sono state viste al di fuori della Divisione di Encke) sono confinate in tre bande strette nell'anello A tra 126 750 e 132 000 km dal centro di Saturno. Ogni banda è larga circa un migliaio di chilometri, meno dell'1% della larghezza degli anelli di Saturno. Questa regione è relativamente libera da perturbazioni causate da risonanze con satelliti più grandi,  anche se altre zone dell'anello A senza perturbazioni sono apparentemente prive di piccole lune. Le lune si formarono probabilmente a seguito della disintegrazione di un satellite più grande.[34] Si stima che l'anello A contenga 7000-8000 eliche con dimensioni superiori a 0,8 chilometri e alcuni milioni con dimensioni superiori a 0,25 km. Piccole lune di questo tipo potrebbero risiedere nell'anello F. Lì, "getti" di materiale possono essere dovuti a collisioni (avviate da perturbazioni della vicina piccola luna Prometeo) di queste piccole lune con il nucleo dell'anello F. Una delle piccole lune di maggiori dimensioni dell'anello F potrebbe essere l'oggetto non ancora confermato S/2004 S 6. Una delle lune scoperte di recente, Egeone, risiede all'interno dell'arco luminoso dell'anello G ed è bloccato in una risonanza di moto medio 7:6 con Mimas. Ciò significa che fa esattamente sette giri attorno a Saturno mentre Mimas ne fa esattamente sei. La luna è la più grande tra la popolazione dei corpi che sono fonte di polvere in questo anello. Nell'aprile del 2014, gli scienziati della NASA hanno segnalato il possibile inizio di una nuova luna all'interno dell'anello A del pianeta Saturno. Giano ed Epimeteo sono lune co-orbitali.[15] Esse sono di dimensioni quasi uguali, con Giano leggermente più grande di Epimeteo. Giano ed Epimeteo hanno orbite con semiassi maggiori che differiscono solo di pochi chilometri, così vicine che colliderebbero se tentassero di superarsi l'un l'altra. Invece di collidere, tuttavia, la loro interazione gravitazionale li forza a scambiarsi le orbite ogni quattro anni. Giano è un satellite naturale di Saturno, conosciuto come Saturno X, è stato chiamato in onore alla divinità romana Giano. Giano occupa essenzialmente la stessa orbita del satellite Epimeteo. Questa caratteristica ha provocato una certa confusione tra gli astronomi, che pensavano fosse presente un solo corpo in quella orbita. Infine si capì che i problemi provenivano dal tentativo di riconciliare le osservazioni di due corpi distinti, interpretandoli come un singolo oggetto. La scoperta di Giano è attribuita al suo primo osservatore: Audouin Dollfus il 15 dicembre 1966. All'epoca, l'oggetto appena scoperto fu chiamato temporaneamente S/1966 S 2. Precedentemente era stato fotografato il 29 ottobre 1966 da Jean Texereau senza saperlo[2]. Vennero effettuate osservazioni simili da Richard Walker, a cui è stata attribuita la scoperta di Epimeteo. Giano fu osservato in momenti diversi e gli vennero assegnati diversi nomi provvisori. Venne osservato dalla sonda Pioneer 11 mentre passava vicino a Saturno il 1º settembre 1979 quando la sua ombra venne rivelata da tre rilevatori di particelle energetiche (S/1979 S 2 Tom Gehrels e James A. van Allen). Venne successivamente osservato da Dan Pascu il 19 febbraio 1980 (S/1980 S 1) e in seguito, il 23 febbraio, da John W. Fountain, Stephen M. Larson, Harold J. Reitsema e Bradford A. Smith (S/1980 S 2). La sua esistenza venne infine confermata dalla sonda Voyager 1 il 1º marzo 1980. Quindi tutte queste persone condividono il merito della scoperta di Giano. Il nome proviene dalla divinità romana a due facce Giano, che gli venne attribuito ufficialmente nel 1983, anche se venne proposto in modo informale poco dopo la sua scoperta iniziale nel 1966. Nello stesso periodo venne attribuito anche il nome al satellite Epimeteo. Giano ed Epimeteo sono "co-orbitali": il raggio orbitale di Giano è attualmente solo di 50 km inferiore a quello di Epimeteo. Tali orbite, essendo molto vicine, hanno velocità maggiori e i due satelliti inevitabilmente si avvicinano e a prima vista sembrerebbe inevitabile una collisione. Tuttavia quando il satellite interno raggiunge il satellite esterno la loro mutua attrazione gravitazionale aumenta la quantità di moto della luna interna e aumenta la sua orbita, che causa un rallentamento. Nello stesso momento, il satellite esterno perde una quantità di moto uguale e scende in un'orbita inferiore, accelerando. Quindi i satelliti si "scambiano" le orbite e si separano nuovamente, senza sorpassarsi e senza neppure avvicinarsi eccessivamente dato che la loro distanza non è mai inferiore a 10000 km. Lo scambio avviene ogni quattro anni. In base alle attuali conoscenze, questa disposizione è unica nel sistema solare. Questa relazione tra le orbite può essere compresa come una applicazione del problema dei tre corpi, dove il terzo corpo è costituito da Saturno e le due lune hanno approssimativamente la stessa dimensione. Gli asteroidi troiani e l'orbita a ferro di cavallo di 3753 Cruithne rispetto alla Terra costituiscono altri esempi di questo problema, oltre a dozzine di altri oggetti. Giano ha molti crateri, alcuni dei quali più grandi di 30 km di diametro, ma poche strutture lineari. La superficie sembra più antica rispetto a quella di Prometeo ma più giovane di quella di Pandora. Dalla sua densità molto bassa e dalla sua relativamente alta albedo si pensa che Giano sia un corpo ghiacciato e poroso, tuttavia questi dati non sono certi, e devono essere confermati. Anche Epimeteo (in greco Επιμηθεύς), o Saturno XI, è un satellite naturale di Saturno. Deve il suo nome al titano Epimeteo della mitologia greca, figlio di Giapeto e di Climene.  Epimeteo occupa essenzialmente la stessa orbita di Giano. Gli astronomi ritenevano inizialmente che ci fosse un solo corpo celeste in quell'orbita e incontravano difficoltà nel determinare le caratteristiche orbitali, tentando di conciliare le osservazioni di due corpi distinti considerandole come un oggetto singolo. È stato osservato da Audouin Dollfus il 15 dicembre 1966, che propose il nome "Giano" (Janus). Il 18 dicembre Richard Walker effettuò un'osservazione simile e per questo oggi viene riconosciuto come scopritore. Tuttavia all'epoca si pensava che ci fosse un solo satellite, conosciuto ufficiosamente come "Giano", che occupava quell'orbita. Dodici anni dopo, nell'Ottobre 1978, Stephen M. Larson e John W. Fountain capirono che le osservazioni del 1966 potevano essere spiegate dalla presenza di due oggetti distinti (Giano ed Epimeteo) che condividevano orbite molto simili. Questa ipotesi venne confermata nel 1980 dalla sonda Voyager 1, quindi Walker, Larson e Fountain vengono ufficialmente considerati come co-scopritori di Epimeteo. La scoperta della sonda Voyager era stata chiamata temporaneamente S/1980 S 3, e venne chiamata ufficialmente "Epimeteo" nel 1983, Il nome Giano fu approvato dalla IAU nello stesso anno, anche se il nome era stato usato ufficiosamente fin dalla proposta di Dollfus dal 1966.  Su Epimeteo sono presenti diversi crateri con diametri maggiori di 30 km, assieme a piccole e grandi creste e solchi. L'estesa craterizzazione indica che Epimeteo dovrebbe essere piuttosto antico. Potrebbe derivare, assieme a Giano, da un singolo corpo successivamente disgregatosi in due oggetti distinti; in questo caso la disgrezione deve essere avvenuta nella fase iniziale della formazione del sistema satellitare. Dalla sua densità molto bassa e dalla sua relativamente alta albedo, si pensa che si tratti di un corpo ghiacciato e poroso, tuttavia questi dati non sono certi, e devono essere confermati. Il polo sud mostra quelli che sembrano i resti di un grande cratere da impatto che copriva gran parte della superficie del satellite e che potrebbe spiegare la forma un po' appiattita della parte meridionale di Epimeteo. Sembra che ci siano due tipi di terreno: il primo scuro e liscio, il secondo più brillante, un po' più giallastro e fratturato. È possibile che il materiale più scuro sia scivolato lungo i pendii e che abbia un contenuto di ghiaccio inferiore al materiale più chiaro. Entrambi potrebbero comunque contenere ghiaccio d'acqua. Nella regione di spazio occupata da Epimeteo e Giano è presente un tenue anello di polveri, come è stato rivelato dalle immagini in luce diffusa diretta riprese dalla sonda Cassini nel 2006. Questo anello ha un diametro di circa 5.000 km. L'anello è formato dalle polveri emesse dalla superficie del satellite in seguito ad impatti meteoritici, polveri che vanno a formare un anello diffuso attorno al percorso orbitale. Le grandi lune interne di Saturno orbitano all'interno del suo tenue anello E, insieme con tre lune più piccole del gruppo Alcionidi. Le quattro grandi lune interne di Saturno sono:

Saturn's moons Size Comparation
  • Mimas (Μίμας in lingua greca), anche noto come Mima o Mimante, è uno dei principali satelliti naturali di Saturno. Con un diametro di 396 chilometri è il settimo satellite di Saturno e il ventunesimo del sistema solare per dimensione. Mimas è il corpo celeste più piccolo che si conosca ad avere forma sferica a causa del proprio campo di gravità. Mimas è la più piccola e meno massiccia delle quattro, anche se la sua massa è sufficiente a perturbare l'orbita di Metone. Ha una marcata forma ovoidale, essendo schiacciata ai poli e rigonfia all'equatore (di 20 km circa) per effetto della gravità di Saturno. Mimas ha un cratere da impatto largo un terzo del suo diametro, Herschel, situato nel suo emisfero anteriore. Mimas non ha attività geologica nel presente o nel passato, e la sua superficie è piena di crateri da impatto. Le uniche caratteristiche tettoniche conosciute sono alcune fossae arcuate e lineari, che probabilmente si formarono quando Mimas subì l'impatto di Herschel. Mimas venne scoperto il 17 settembre 1789 dall'astronomo tedesco William Herschel. Il satellite deve il suo nome al personaggio di Mimas, figlio di Gea secondo la mitologia greca; è anche designato Saturno I. Il nome di Mimas, come quelli degli altri sei satelliti di Saturno noti a metà del XIX secolo, fu suggerito da John Herschel, figlio dello scopritore, in una sua pubblicazione del 1847. Il nome Mimas (Mimante) era anche il nome del monte sul quale il filosofo Anassagora andava a stare in osservazione del cielo. Mimas è la più interna delle lune principali di Saturno: ha un semiasse maggiore di 185.539 km. Il suo periodo orbitale è pari a 0,942 giorni. Come la maggior parte delle lune di Saturno è in rotazione sincrona e volge quindi lo stesso emisfero verso Saturno. Mimas è responsabile della mancanza di materiale nella divisione di Cassini, poiché eventuali particelle che si trovassero ad orbitare in tale regione presenterebbero una risonanza orbitale 2:1 con esso (ovvero due rivoluzioni delle particelle corrisponderebbero esattamente a una rivoluzione di Mimas attorno a Saturno). La ripetizione periodica dell'influenza gravitazionale di Mimas porterebbe entro breve tempo ad una modifica dei parametri orbitali di tali particelle Mimas è anche in risonanza 2:1 con Teti, e in risonanza 2:3 con la piccola luna pastore dell'anello F, Pandora. La bassa densità di Mimas (1,17 volte quella dell'acqua) indica che è composto soprattutto da ghiaccio d'acqua, con solo una piccola quantità di roccia. A causa dell'attrazione mareale esercitata da Saturno, la forma di Mimas è quella di un ellissoide avente un asse maggiore circa il 10% più lungo di quello minore. La caratteristica più distintiva della sua superficie è un colossale cratere di impatto di 140 km di diametro, battezzato Herschel in omaggio allo scopritore di Mimas. Herschel si estende per circa un terzo del diametro dell'intero satellite; le sue pareti sono alte 5 km, in alcune parti è profondo fino a 10 km rispetto alla superficie circostante, e la sua vetta centrale si innalza per 6 km sopra la base del cratere. A titolo di confronto, un cratere terrestre che, in scala, fosse caratterizzato dalle stesse dimensioni di Herschel, avrebbe un diametro di 4.000 km (più largo del Canada). L'impatto che ha formato questo cratere ha quasi disgregato Mimas; sul lato opposto del satellite sono visibili alcune fratture causate dalle onde d'urto dell'impatto che hanno attraversato l'interno del corpo. La parte restante della superficie è ricca di crateri, sebbene nessuno si avvicini minimamente alla taglia di Herschel. La distribuzione dei crateri non è uniforme: la maggior parte delle zone equatoriali e tropicali è costellata di crateri più grandi di 40 km di diametro, mentre nella regione polare meridionale generalmente mancano crateri più grandi di 20 km. Questo suggerisce che qualche processo di natura geologica possa aver rimosso i crateri più significativi da tale regione.
Mimas
  • Encelado (pronuncia /enˈʧɛlado/; in greco Ἐγκέλαδος) è un satellite naturale di Saturno, scoperto il 28 agosto 1789 da William Herschel. È il sesto satellite naturale di Saturno in ordine di grandezza. Encelado è dopo Mimas la seconda luna più piccola di Saturno di forma sferica. Tra le lune piccole di Saturno è al momento l'unica con attività endogena, oltre ad essere il più piccolo corpo conosciuto nel Sistema Solare geologicamente attivo oggi. La sua superficie è morfologicamente diversificata, avendo sia antichi terreni craterizzati che giovani zone lisce con pochi crateri da impatto. Su Encelado diverse pianure sono fratturate e intersecate da sistemi di lineamenti. Cassini ha scoperto che la zona intorno al polo sud è stranamente calda e tagliata da un sistema di fratture di 130 km circa di lunghezza chiamato "strisce di tigre", alcune delle quali emettono getti di vapore acqueo e polvere. Questi getti formano un esteso pennacchio sopra al polo sud, che inonda l'anello E di Saturno e costituisce la principale fonte di ioni della magnetosfera di Saturno. Il gas e la polvere vengono rilasciati a una velocità di oltre 100 kg/s. Encelado potrebbe avere acqua liquida sotto la superficie al polo sud. Si ritiene che la fonte di energia di questo criovulcanismo sia una risonanza di moto medio 2:1 con Dione. Il ghiaccio puro sulla superficie rende Encelado uno degli oggetti più brillanti del sistema solare, con un'albedo geometrica superiore al 140%. Fino al passaggio delle due sonde Voyager, all'inizio degli anni 1980, le caratteristiche di questo corpo celeste erano poco conosciute, a parte l'identificazione di ghiaccio d'acqua sulla superficie. Le sonde hanno mostrato che questo satellite ha un diametro di soli 500 km e riflette quasi il 100% della luce solare. La Voyager 1 ha permesso di scoprire che Encelado orbita nella regione più densa dell'anello E di Saturno mentre Voyager 2 ha rivelato che nonostante le sue piccole dimensioni il satellite presenta regioni che variano da superfici antiche con molti crateri da impatto a zone recenti datate circa 100 milioni di anni. Nel 2005, grazie a diversi voli ravvicinati della sonda Cassini, sono stati rivelati dettagli della superficie che hanno risposto a molte delle domande aperte dalle sonde Voyager e ne hanno poste di nuove. In particolare la sonda ha scoperto un pennacchio ricco d'acqua che si erge nella regione polare sud. Questa scoperta, assieme alla presenza di fuoriuscite di calore interno e di pochi crateri da impatto nel polo sud, indica che Encelado è attualmente geologicamente attivo. Le lune nei sistemi dei giganti gassosi sono spesso intrappolate in risonanze orbitali che comportano delle librazioni forzate o a eccentricità orbitali; la vicinanza con il pianeta madre può indurre inoltre il riscaldamento del satellite generato dalle forze mareali. Encelado è uno dei tre corpi celesti del sistema solare esterno (assieme alla luna Io di Giove e la luna Tritone di Nettuno) dove sono state osservate delle eruzioni attive. Le analisi dei gas emessi suggeriscono che siano stati generati da acqua liquida situata sotto la superficie. Assieme alle analisi chimiche del pennacchio, queste scoperte hanno alimentato le ipotesi che Encelado sia un importante soggetto di studio nel campo dell'esobiologia. Inoltre è stato suggerito che Encelado sia la fonte dei materiali dell'anello E. Il nome di questo satellite deriva dall'Encelado della mitologia greca. È designato anche Saturno II o II S Encelado. Il nome "Encelado", e i nomi di tutti i sette satelliti di Saturno allora conosciuti, furono suggeriti dal figlio di William Herschel, John Herschel, nella sua pubblicazione del 1847 sui risultati delle osservazioni astronomiche fatte a Capo di Buona Speranza. Fu scelto questo nome perché nella mitologia antica Saturno, noto anche come Crono, era il capo dei Titani. Le caratteristiche di Encelado hanno ricevuto il nome dalla IAU in base ai personaggi e i luoghi del libro Le mille e una notte. I crateri da impatto sono chiamati in base ai personaggi, mentre le altre strutture come Fossae (depressioni o fosse), Dorsa (creste), Planitiae (pianure) e Sulci (lunghe scanalature parallele) prendono la denominazione dei luoghi. Hanno ricevuto ufficialmente il nome dalla IAU 57 caratteristiche, di cui 22 dopo i sorvoli delle sonde Voyager e 35 nel novembre 2006 dopo i tre sorvoli della sonda Cassini del 2005. Alcuni dei nomi che sono stati conferiti sono Samarkand Sulci, il cratere Aladdin, Daryabar Fossa e Sarandib Planitia. Encelado è stato scoperto da Fredrick William Herschel il 28 agosto 1789, con l'uso del suo nuovo telescopio da 1,2 m, il più grande del mondo in quel tempo. Herschel ha osservato per la prima volta questo satellite nel 1787, ma non lo riconobbe con il suo piccolo telescopio da 16,5 cm di apertura. La debole magnitudine (circa +11,7) e la sua vicinanza al brillante Saturno e ai suoi anelli, rendono difficile l'osservazione di Encelado dalla Terra e richiede un telescopio con un'apertura di 15-30 cm, a seconda delle condizioni atmosferiche e dell'inquinamento luminoso della zona di osservazione. Come molti satelliti di Saturno scoperti prima dell'era spaziale, venne osservato per la prima volta quando gli anelli di Saturno sono posizionati "di taglio" rispetto alla Terra, ovvero quando il nostro pianeta è all'interno del piano degli anelli durante l'equinozio del gigante gassoso. In questi periodi la luminosità degli anelli è ridotta e facilita l'osservazione di Encelado. Prima del programma Voyager, sono stati compiuti pochi miglioramenti nella visione del satellite rispetto al punto luminoso visto da Herschel ed è stato possibile stimare solo le caratteristiche orbitali, la massa, la densità e l'albedo. Le prime immagini ravvicinate sono state ottenute dalle sonde Voyager. Voyager 1 è stata la prima a sorvolare il satellite a una distanza di 202000 km il 12 novembre 1980. Le immagini acquisite da questa distanza hanno una risoluzione spaziale bassa ma hanno rivelato una superficie altamente riflettente priva di crateri da impatto, che ne ha suggerito un'età relativamente recente. Voyager 1 confermò anche che Encelado è circondato dalla regione a maggiore densità dell'anello E di Saturno. In combinazione con la recente formazione della superficie, gli scienziati hanno dedotto che l'anello E si sarebbe generato dalle particelle emesse dalla superficie del satellite. La Voyager 2 ha sorvolato Encelado da una distanza inferiore (87010 km) il 26 agosto 1981, cosa che ha permesso la ripresa di immagini a risoluzione superiore. Esse hanno rivelato la giovane natura della sua superficie. La superficie presenta diverse regioni con differenti età, tra cui una zona a latitudini medio-alte con molti crateri e un'altra con pochi crateri vicino all'equatore. Questa diversità geologica contrasta con la superficie antica e coperta di crateri di Mimas, un altro satellite di Saturno con dimensioni leggermente inferiori. La giovane epoca di formazione geologica fu una grande sorpresa per la comunità scientifica, poiché nessuna teoria era in grado di spiegare come un corpo celeste così piccolo (e freddo, paragonato a Io) poteva avere segni di una tale attività. Tuttavia Voyager 2 non riuscì a determinare se Encelado era attivo oppure se era la sorgente dei materiali dell'anello E. La risposta a questi e altri interrogativi ha dovuto attendere fino all'arrivo della sonda Cassini che entrò in orbita di Saturno il 1º luglio 2004. Dati i risultati ricavati dalla sonda Voyager 2, Encelado venne considerato una priorità nelle indagini di Cassini e vennero pianificati diversi sorvoli ravvicinati entro 1500 km di distanza e vari sorvoli "di opportunità" a una distanza inferiore a 100000 km. I sorvoli già compiuti hanno rivelato importanti informazioni sulla superficie, come la scoperta di vapore acqueo che si sprigiona dalla regione polare sud. Queste scoperte hanno imposto delle correzioni del piano di volo della sonda per effettuare sorvoli più ravvicinati. Encelado è uno dei più grandi satelliti interni di Saturno, il quattordicesimo in ordine di distanza, e orbita all'interno dell'anello E, il più esterno di Saturno. La distanza dal centro del pianeta madre è di 238000 km e di 180000 km dal confine dell'atmosfera, tra le orbite di Mimas e Teti. L'orbita richiede 32,9 ore per effettuare una rotazione (l'orbita è sufficientemente veloce per rendere osservabile il movimento del satellite durante una singola notte). La risonanza orbitale è in rapporto di 2:1 con quella di Dione, compiendo due orbite per ogni orbita effettuata da Dione. Questa risonanza aiuta a mantenere l'eccentricità orbitale di 0,0047 e fornisce l'energia per l'attività geologica. Come molti dei satelliti maggiori di Saturno, ha una rotazione sincrona con il periodo orbitale, mantenendo una faccia puntata sempre verso Saturno. A differenza della Luna, Encelado non sembra possedere un movimento di librazione attorno al suo asse di rotazione; tuttavia le analisi della forma di questo corpo celeste suggeriscono che in qualche momento abbia posseduto una librazione forzata. Essa potrebbe aver costituito un'ulteriore fonte di energia. L'anello E è il più esterno ed esteso tra gli anelli di Saturno. Costituito da materiali microscopici composti da polvere e ghiaccio, si estende dall'orbita di Mimas e Teti, anche se alcune osservazioni suggeriscono che possa estendersi oltre l'orbita di Titano, con una larghezza di 1000000 km. I modelli matematici hanno tuttavia mostrato che un tale anello sarebbe instabile, e avrebbe una vita compresa tra 10 000 e 1 000 000 di anni. Per questo motivo dovrebbe essere costantemente rifornito di particelle. Encelado orbita all'interno di questo anello, nel punto dove è più stretto ma possiede maggiore densità, ed è stato ipotizzato che sia la fonte principale delle particelle dell'anello. Questa ipotesi è stata confermata da un sorvolo della sonda Cassini. Ci sono di fatto due meccanismi che riforniscono l'anello con le particelle: la prima, e probabilmente la più importante fonte di materiali proviene dal pennacchio criovulcanico nella regione polare sud, siccome la velocità di fuga del satellite è bassa (solo 866 km/h). Il secondo meccanismo proviene dal bombardamento meteorico del satellite che solleva particelle di polvere dalla superficie. Questo fenomeno non è unico, ma è presente per tutte le lune di Saturno che orbitano all'interno dell'anello E. Encelado è un satellite relativamente piccolo, con un diametro medio di 505 km, solo un settimo del diametro della Luna. La massa e le dimensioni lo rendono il sesto satellite più grande di Saturno dopo Titano (5 150 km), Rea (1 530 km), Giapeto (1 440 km), Dione (1 120 km) e Teti (1 050 km), oltre a essere uno dei più piccoli satelliti di forma sferica. La forma è di un ellissoide schiacciato e le dimensioni (calcolate dalle immagini riprese dagli strumenti della sonda Cassini) sono di 513(a)×503(b)×497(c) km dove (a) corrisponde al diametro in direzione di Saturno, (b) al diametro tra il polo più lontano e il più vicino lungo l'orbita e (c) alla distanza tra i poli nord e sud. Almeno cinque tipi diversi di terreno sono stati identificati su Encelado. Oltre ai crateri, ci sono pianure lisce, estese fessure lineari e catene montuose. Una parte della superficie è relativamente giovane, probabilmente meno di 100 milioni di anni. Questo significa che Encelado è stato recentemente attivo con qualche tipo di criovulcanismo o altro processo di rinnovamento della superficie. Il recente e pulito ghiaccio che domina la sua superficie dà a Encelado l'albedo più alto di qualunque altro corpo nel sistema solare, 0,99[17]. Poiché riflette così tanta luce solare, la temperatura di superficie media è di soli -201 °C. Encelado è troppo piccolo per essere ancora scaldato dal decadimento radioattivo al suo interno. Encelado è in risonanza orbitale 2:1 con Dione, in modo simile a ciò che accade tra Io ed Europa, e questo può offrire un meccanismo di riscaldamento mareale; tuttavia è probabilmente insufficiente per sciogliere il ghiaccio d'acqua. Perciò Encelado potrebbe essere composto di qualche materiale con punto di fusione più basso, invece che dall'acqua pura, sebbene nessuna traccia di tale materiale è stata finora trovata dal VIMS (Spettrometro visuale e infrarosso) della Cassini. Comunque ci sono fessure, pianure, terreno corrugato e altre deformazioni della crosta che indicano che l'interno della luna può essere liquido, anche se sarebbe dovuto gelare miliardi di anni fa. Le osservazioni effettuate nel 2005 dalla sonda Cassini hanno rivelato ulteriori caratteristiche della superficie, ad esempio le pianure lisce osservate dalla Voyager 2 sono state riprese a una maggiore risoluzione, rivelando delle regioni relativamente libere da crateri che presentano molte piccole creste e scarpate. Inoltre, le diverse fratture all'interno delle regioni più antiche e ricoperte di crateri hanno suggerito che la superficie deve essere stata soggetta a deformazioni successive alla formazione dei crateri e sono state scoperte diverse aree in parti del satellite che non erano state riprese dalla sonda Voyager, tra cui lo strano terreno presente vicino al polo sud. I crateri da impatto sono comuni in molti corpi del sistema solare. Gran parte della superficie di Encelado presenta crateri. Dai dati della Voyager sono stati identificate tre diverse unità geologiche nella topografia dei crateri in base alla densità dei crateri stessi, da ct1 e ct2 che contengono crateri di diametro variabile tra i 10 e 20 km e diversi gradi di degradazione a cp che si riferisce a pianure caratterizzate da pochi crateri. Questa suddivisione suggerisce che Encelado ha rinnovato la sua superficie durante diverse fasi.Le osservazioni più recenti della Cassini hanno permesso uno sguardo più approfondito alle unità ct2 e cp. Queste osservazioni, rivelano che molti crateri di Encelado sono stati fortemente deformati attraverso delle fratture e dei rilassamenti viscosi (Viscous relaxation). Questi ultimi provocano la deformazione di strutture geologiche come i crateri che si sono formati sul ghiaccio d'acqua durante periodi geologici a causa degli effetti gravitazionali. I crateri che subiscono questo effetto tendono ad avere il fondo a forma di cupola o sono costituiti solo dal rialzamento del bordo circolare dalla superficie. Il grande cratere Dunyazad è un primo esempio di questo fenomeno e presenta un fondo a forma di cupola. Inoltre molti altri crateri sono stati modificati dalle fratture tettoniche: le fratture sono larghe da diversi centinaia di metri fino a un chilometro e hanno alterato pesantemente il bordo e il fondo del cratere. Quasi tutti i crateri di Encelado ripresi dalla sonda Cassini nella unità geologica ct2 mostrano segni di deformazione tettonica. Queste due deformazioni dimostrano che, mentre i terreni che presentano molti crateri sono regioni più antiche, quasi tutti i crateri sono in qualche fase di degradazione. La Voyager 2 ha rilevato diversi fenomeni geologici, e le analisi più recenti suggeriscono che il tipo di deformazione predominante è quello della tettonica a zolle. Uno degli esempi più significativi è costituito da canyon che raggiungono i 200 km di lunghezza, da 5 a 10 km di larghezza e un chilometro di profondità. Un ulteriore esempio è un tipo di terreno scanalato costituito da scanalature e creste curvilinee. Queste bande, scoperte dalla Voyager 2 spesso separano le pianure lisce dalle regioni ricoperte da crateri. Queste aree ricordano dei fenomeni analoghi presenti su Ganimede, anche se su Encelado la topografia appare più complessa: invece di essere rettilinee, queste strisce di terreno appaiono come bande allineate in modo rozzo e a volte sembrano piegarsi verso l'alto con fratture e creste che scorrono lungo la loro lunghezza. Oltre alle fratture profonde e i terreni scanalati, Encelado presenta altri tipi di terreni: fratture più strette (larghe qualche centinaia di metri) che sono state scoperte per la prima volta dalla sonda Cassini. Queste fratture sono state osservate in bande che tagliano dei terreni con molti crateri, con profondità di qualche centinaio di metri. Molte sembrano essere state influenzate durante la loro formazione dalla friabile regolite prodotta dai crateri da impatti. Alcune scanalature lineari osservate dalla Voyager sono state riprese a una risoluzione maggiore e scorrono da nord verso sud. Su Encelado sono state anche osservate delle creste, anche se non si estendono come quelle presenti su Europa. Le prime pianure lisce osservate dalla Voyager 2 erano caratterizzate da bassi rilievi e pochi crateri, particolari che indicano un'età relativamente recente. In una di esse, chiamata Sarandib Planitia, non sono visibili crateri da impatto, mentre a sudovest si trovano delle scarpate. Si è notato che queste pianure sono ricoperte da creste basse e fratture. Queste caratteristiche sono interpretate come l'effetto di deformazioni dette sforzi di taglio. Le immagini ad alta risoluzione di Sarandib Planitia hanno rivelato inoltre piccoli crateri, che permettono di stimare l'età in 170 milioni di anni o 3,7 miliardi di anni, a seconda della popolazione degli oggetti impattatori. La maggiore copertura fornita dalla Cassini ha permesso l'identificazione di ulteriori regioni dove sono presenti aree lisce e piane, in particolare sull'emisfero anteriore (il lato del satellite che è diretto verso il moto mentre il corpo celeste orbita attorno a Saturno). Queste nuove zone non presentano basse creste ma numerose fosse e creste che si incrociano similmente alla regione polare sud. Quest'area è nell'emisfero opposto rispetto alle pianure Sarandib e Diyar, quindi queste regioni potrebbero essere state influenzate dagli effetti di marea provocati da Saturno. Il 14 luglio 2005 sono state riprese immagini che rivelavano una regione deformata circondante il polo sud di Encelado. Questa area, che raggiunge a nord la latitudine di 60° sud, è coperta da fratture e creste, con pochi crateri. Si pensa che sia la regione più giovane del satellite e di tutte le altre lune ghiacciate di dimensioni medie: i modelli riguardanti il tasso di crateri suggeriscono che l'età sia inferiore a 10-100 milioni di anni. Vicino al centro sono presenti quattro fratture chiamate Tiger stripes limitate da creste su entrambe le estremità. Queste fratture sembrano le strutture più giovani della regione e sono circondate da ghiaccio d'acqua a grani grezzi, che in falsi colori è di colore verde menta, che è stato osservato in altri punti della superficie all'interno di affioramenti e fratture. La regione è sufficientemente giovane da non essere stata ricoperta dal ghiaccio a grani fini proveniente dall'anello E. I risultati spettrografici indicano che il materiale di colore verde presente in questa regione è distinto chimicamente dal resto dei materiali presenti sulla superficie. Infatti è stato rilevato ghiaccio cristallino, che potrebbe essere molto recente (inferiore a 1 000 anni) oppure alterato termicamente nel recente passato. Sono stati rilevati anche composti organici semplici nella regione, che non sono stati finora trovati in nessun altro satellite. I confini della regione polare sud sono contrassegnati da una serie di valli e creste parallele a forma di Y o di V. La forma, l'orientamento e la posizione di queste strutture indicano che sono state generate dal cambiamenti globali della forma di Enceladus. Attualmente sono state formulate due teorie che possono spiegare una tale modifica della superficie. La prima teoria indica che l'orbita potrebbe essere stata postata verso l'interno, aumentando la velocità di rotazione, e provocando l'appiattimento lungo l'asse di rotazione di Encelado. Una seconda ipotesi suggerisce che un eventuale spostamento verso l'alto di una massa di materiale caldo e a bassa densità all'interno del satellite potrebbe aver spostato la regione che si trovava alle latitudini medie verso la regione polare. Una conseguenza della teoria dell'appiattimento lungo l'asse è che entrambe le regioni polari dovrebbero avere lo stesso andamento di deformazione, tuttavia la regione polare nord presenta molti crateri e ha un'età molto superiore a quella del polo sud. Questo potrebbe essere spiegato da variazioni nello spessore della litosfera, supportate dalle correlazioni tra le discontinuità a forma di Y e le cuspidi a forma di V lungo la regione polare sud. Le discontinuità a forma di Y e le fratture che sono state provocate dalla tensione lungo la direzione nord sud sono correlate con il terreno di età minore con una litosfera più sottile. Le cuspidi a forma di V sono adiacenti a terreni più antichi e contenenti più crateri. A seguito dei sorvoli della Voyager nei primi anni 1980, gli scienziati ipotizzarono che la luna poteva essere geologicamente attiva, a causa della sua superficie giovane e riflettente e la sua posizione all'interno dell'anello E. Basandosi sulla connessione tra Encelado e l'anello E, si pensò che Encelado fosse la fonte dei materiali dell'anello, forse attraverso emissioni di vapore acqueo dall'interno del satellite. Tuttavia le sonde Voyager non riuscirono a trovare delle prove definitive. I dati forniti dai numerosi strumenti della sonda Cassini hanno permesso di rilevare nel 2005 fenomeni di criovulcanismo. In questi fenomeni i materiali eruttati sono acqua e altri elementi volatili, invece di magma. Dalle immagini riprese tra gennaio e febbraio dalla sonda Cassini venne osservato infatti un pennacchio di particelle ghiacciate dal polo sud del satellite, anche se in un primo momento venne ipotizzata la presenza di un artefatto sull'immagine. I dati provenienti dai magnetometri fornirono un indizio che il fenomeno potesse essere reale quando trovarono i segni di un'atmosfera su Encelado. Il magnetometro infatti registrò un aumento dell'energia delle onde elettrostatiche degli ioni nei pressi di Encelado. Queste onde sono prodotte dall'interazione delle particelle ionizzate con i campi magnetici e la loro frequenza può essere usata per identificare la composizione, che in questo caso era vapore acqueo. Durante i successivi due incontri, il team scientifico determinò che i gas nell'atmosfera del satellite erano concentrati nella regione polare sud, con una densità atmosferica che scendeva man mano che ci si allontanava dal polo. Lo spettrografo a ultravioletti ha confermato questo risultato osservando sue occultazioni stellari durante i sorvoli del 17 febbraio e del 14 luglio. A differenza dei magnetometri, quest'ultimo strumento non ha rilevato l'atmosfera durante il sorvolo di febbraio ma ha invece rilevato vapore acqueo sopra la regione polare sud a luglio. Fortuitamente, la sonda ha volato attraverso questa nube di gas durante l'incontro di luglio permettendo l'analisi diretta da parte degli strumenti Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) e il Cosmic Dust Analyser (CDA). Mentre il primo ha misurato la composizione dei gas, rilevando per la maggior parte vapore acqueo assieme a elementi minori come azoto, metano e anidride carbonica[30], il Cosmic Dust Analyzer ha rilevato un notevole incremento del numero di particelle attorno a Encelado, confermando che la luna è la fonte primaria dei materiali dell'anello E. Le analisi dei due strumenti hanno suggerito che la nube di gas attraversata dalla sonda era in realtà un pennacchio criovulcanico ricco d'acqua proveniente dalla regione polare. A novembre 2005 è giunta la conferma visuale dell'emanazione delle particelle, quando la sonda ha ripreso un pennacchio di particelle ghiacciate mentre fuoriusciva dalla regione polare sud (un pennacchio era stato ripreso in precedenza, ma per la conferma definitiva erano necessarie ulteriori analisi). Queste immagini mostrano la struttura del pennacchio e rivelano numerosi getti (forse generati da diversi punti di emissione) all'interno di una componente più debole e diffusa che si estende a circa 500 km dalla superficie, rendendo Encelado il quarto corpo del sistema solare con attività vulcanica confermata (assieme alla Terra, a Tritone e Io). L'analisi combinata delle immagini, della spettrografia di massa e di dati magnetosferici hanno suggerito che il pennacchio viene emanato da camere pressurizzate sottosuperficiali, analogamente ai geyser terrestri. Poiché non è stata rilevata ammoniaca nei materiali espulsi, che poteva fungere da anticongelante, le camere pressurizzate potrebbero essere costituite da acqua pura liquida a una temperatura di 270 K. L'acqua pura richiederebbe più energia per fondere, proveniente da forze mareali o sorgenti radiogeniche, rispetto a un misto di acqua e ammoniaca. Un altro metodo possibile per generare un tale fenomeno è attraverso la sublimazione di ghiaccio superficiale. Il 14 luglio 2005 il Composite Infrared Spectrometer (CIRS) ha rilevato una regione calda vicino al polo sud, con temperature attorno agli 85-90 K e delle piccole aree che raggiungevano i 157 K. Queste temperature sono troppo elevate per essere causate dal riscaldamento solare, quindi alcune zone della regione polare sono riscaldate dall'interno del satellite. In tali condizioni il ghiaccio è caldo a sufficienza per sublimare a una velocità superiore rispetto alla superficie, generando un pennacchio. Lo strato sottosuperficiale che riscalda il ghiaccio di superficie potrebbe essere una fanghiglia mista di acqua e ammoniaca a temperature di 170 K, che richiederebbe meno energia per produrre il getto. Tuttavia, l'abbondanza di particelle nei pennacchi favorisce il modello a "geyser freddo", invece del modello della sublimazione del ghiaccio. In alternativa, Kieffer et al. (2006) ha suggerito che i geyser potrebbero essere generati da clatrati idrati, dove anidride carbonica, metano e idrogeno vengono rilasciati quando sono esposti al vuoto dello spazio dalle fratture. Questa ipotesi non richiederebbe l'energia per sciogliere il ghiaccio richiesta dal modello a "geyser freddo", e spiegherebbe anche la mancanza di ammoniaca. Nel gennaio del 2020 un team di scienziati guidati da Christopher Glein dello Southwest Research Institute (SwRI) ha fornito nuovi indizi sulla possibile presenza di vita nell'oceano nascosto di Encelado. Basandosi sull'analisi dei dati provenienti dalla sonda Cassini, gli studiosi hanno evidenziato come l'anidride carbonica presente nei geyser potrebbe derivare dalle reazioni chimiche che avvengono tra il nucleo roccioso della luna e l'acqua dell'oceano. Sempre nei geyser è stata identificata la presenza di silice e idrogeno molecolare, spie della presenza di sorgenti idrotermali sul fondale. Nel marzo del 2005 la NASA ha annunciato che un magnetometro sull'orbiter della sonda spaziale Cassini ha scoperto un'atmosfera significativa su Encelado, che potrebbe essere vapore acqueo ionizzato. Nel 2006 la NASA ha confermato l'osservazione di sbuffi di vapore d'acqua dalla superficie del satellite: si tratta della prima osservazione certa di acqua non ghiacciata al di fuori della Terra. La Cassini ha compiuto un primo fly-by il 17 febbraio 2005, un secondo e più ravvicinato il 9 marzo 2005. Poiché la gravità di Encelado è troppo debole per trattenere un'atmosfera, essa deve essere rifornita da qualche fonte, la Nasa ha ipotizzato vulcani di ghiaccio o geyser. Sebbene l'atmosfera è stata descritta dai suoi scopritori come "significativa", la definizione è valida solamente se paragonata alle altre lune ghiacciate; l'atmosfera di Encelado è milioni di volte più sottile di quella della Terra, ed è invisibile alla Cassini. Prima della missione Cassini-Huygens era poco nota la struttura interna di Encelado, ma i recenti sorvoli della sonda hanno fornito varie informazioni per modellare l'interno del satellite, tra cui una migliore misurazione della massa e della forma tridimensionale dell'ellissoide, le osservazioni ad alta risoluzione della superficie e nuove scoperte nella geochimica del corpo celeste. Le stime della massa effettuate dalle sonde Voyager suggerivano che Encelado fosse costituito quasi interamente di ghiaccio. In base agli effetti gravitazionali sulla sonda Cassini è stata stimata una massa molto superiore rispetto ai dati precedenti, ricavando una densità di circa 1,61 g/cm3. Questo dato è superiore a quello delle altre lune ghiacciate di media dimensione di Saturno, indicando che Encelado possiede una percentuale superiore di silicati e ferro. Ne consegue che l'interno del satellite potrebbe aver generato una maggiore quantità di calore dal decadimento degli elementi radioattivi. Castillo et al. 2005 suggerì che Giapeto e le altre lune ghiacciate di Saturno si siano formate velocemente dopo la formazione della nebulosa saturniana e quindi ricche di radionuclei con vita breve. Questi, come l'alluminio-26 e il ferro-60 hanno un tempo di dimezzamento breve e producono calore in un tempo relativamente breve. Senza questi radionuclei brevi, l'ammontare di radionuclei a vita lunga non sarebbe stato sufficiente per evitare il congelamento rapido dell'interno, anche considerando la maggiore massa. Data la frazione relativamente elevata della massa composta di roccia, l'arricchimento di 26Al e 60Fe avrebbe generato un corpo celeste con un mantello ghiacciato e un nucleo planetario roccioso. Il successivo riscaldamento dovuto agli effetti di marea e dalla radioattività avrebbe innalzato la temperatura del nucleo fino a 1 000 K, sufficiente a fondere il mantello interno. Tuttavia si sarebbe fuso anche parte del nucleo, formando delle camere magmatiche che si sarebbero modificate sotto la pressione gravitazionale di Saturno. Il riscaldamento da marea, come quello generato dalla risonanza con Dione o dalla librazione avrebbe sostenuto questi punti caldi fino a oggi e avrebbe fornito energia per le attività geologiche. Sul finire del 2008, gli scienziati hanno osservato pennacchi di vapore acqueo fuoriuscire dalla superficie di Encelado, dirigendosi poi verso Saturno. Questo fenomeno potrebbe essere dovuto alla presenza di acqua liquida, e ciò significa che Encelado potrebbe essere in grado di supportare la vita. Candice Hansen, una ricercatrice del Jet Propulsion Laboratory, ha diretto un gruppo di ricerca sui pennacchi dopo che è stato scoperto che questi raggiungono la velocità di circa 2 189 km/h. Siccome tale velocità è difficile da ottenere se non sono coinvolti liquidi, è stato deciso di investigarne la composizione. Si è scoperto così che nell'anello E circa il 6% delle particelle contiene una quantità significativa di sali di sodio, lo 0,5-2% in massa. Nella regione dei getti vicina a Encelado la frazione delle particelle "salate" aumenta del 70% in numero e più del 99% in massa. Queste particelle sono presumebilmente spray ghiacciato proveniente dall'oceano salato nel sottosuolo, mentre le particelle povere di sale si formano per nucleazione omogenea direttamente dalla fase gassosa. Le sorgenti delle particelle salate sono distribuite uniformemente lungo le "tiger stripes", mentre le sorgenti delle particelle più "dolci" sono collegate ai getti ad alta velocità. Le particelle "salate" si muovono lentamente e per la gran parte ricadono sulla superficie della luna, al contrario di quelle più "dolci", che essendo più veloci fuggono verso l'anello E, spiegando così la sua composizione debolmente salata. La composizione dei pennacchi suggerisce che la loro origine sia un oceano salato sotto la superficie, o comunque una serie di cavità contenenti acqua salata. Ipotesi alternative, quali la sublimazione dei clatrati idrati, non spiegano la formazione delle particelle salate. In aggiunta, Cassini ha trovato tracce di componenti organici in alcuni granelli di polvere, Encelado potrebbe quindi ospitare vita extraterrestre. La presenza di acqua liquida al di sotto della crosta implica che ci sia una sorgente di calore interna per mantenerla in tale stato: si pensa sia una combinazione tra il decadimento radioattivo e il riscaldamento mareale, in quanto quest'ultimo da solo non è sufficiente per spiegare tutto il calore. Mimas, un'altra della lune di Saturno, è più vicina al pianeta e ha un'orbita più eccentrica, e di conseguenza dovrebbe essere sottoposta a forze mareali maggiori di quelle di Encelado, ma la sua superficie vecchia e segnata implica che sia geologicamente morta. Nell'aprile del 2014 è apparsa la notizia su Science che nuove prove sono emerse a sostegno dell'ipotesi dell'oceano di acqua liquida sotto la superficie ghiacciata. Da studi effettuati sulle analisi gravitazionali effettuate dalla sonda Cassini gli astronomi affermano che esiste nell'emisfero meridionale del pianeta un oceano 30-40 km sotto lo strato superficiale di ghiaccio, profondo 8 km e la cui massa totale è paragonabile a quella del Lago Superiore della Terra. Come il nucleo della luna, il fondale marino potrebbe essere roccioso, e questo creerebbe un ambiente favorevole ad alcune forme di vita. I dati della navicella spaziale Cassini hanno rivelato complesse molecole organiche provenienti da Encelado, rafforzando l'idea che questo mondo oceanico ospiti condizioni adatte alla vita. Potenti bocche idrotermali mescolerebbero il materiale proveniente dal nucleo poroso pieno d'acqua della luna con l'acqua proveniente dal suo oceano sottosuperficiale. Tale materiale viene rilasciato nello spazio, sotto forma di vapore acqueo e grani di ghiaccio. Visto da un ipotetico osservatore sulla superficie di Encelado, Saturno avrebbe un diametro visibile di almeno 30°, sessanta volte più grande di quello della Luna vista dalla Terra. Siccome la rotazione di Encelado è sincrona con il periodo orbitale e quindi mantiene sempre una faccia rivolta verso Saturno, il gigante gassoso non si sposterebbe mai nel cielo di Encelado (e sarebbe sempre invisibile dal lato opposto). Gli anelli sarebbero visti da un angolo di soli 0,019° e apparirebbero come una linea stretta e luminosa che attraversa il disco di Saturno, con un'ombra chiaramente visibile. Come per la Luna, Saturno possiederebbe delle fasi, variando dalla fase piena alla fase nuova in circa 16 ore. Dal satellite il Sole avrebbe un diametro di soli 3,5 minuti d'arco, nove volte più piccolo rispetto alla Luna vista dalla Terra. Un osservatore potrebbe vedere la luna Mimas transitare su Saturno circa ogni 72 ore, con un diametro massimo di circa 26 minuti d'arco, circa lo stesso della Luna terrestre. Le lune Pallene e Metone apparirebbero invece puntiformi, mentre Teti raggiungerebbe una dimensione massima di un grado di arco (il doppio della Luna), ma sarebbe visibile solo dalla faccia non rivolta verso Saturno.
  • Teti (dal greco Τηθύς), anche chiamato Saturno III, è un satellite naturale di Saturno scoperto da Giovanni Domenico Cassini il 21 marzo del 1684.  Le sue caratteristiche più importanti sono un grande (400 km di diametro) cratere da impatto, il cratere Odisseo, nel suo emisfero anteriore e un vasto sistema di canyon denominato Ithaca Chasma che si estende per almeno 270° attorno a Teti. Ithaca Chasma è concentrico a Odisseo, il che fa ritenere che queste due caratteristiche possano essere correlate. Teti non sembra avere in corso alcuna attività geologica. Un terreno collinare craterizzato occupa la maggior parte della sua superficie, mentre una regione più piccola e più liscia formata da pianure si trova nell'emisfero opposto a quello di Odisseo. Le pianure contengono meno crateri e sono apparentemente più giovani. Un confine netto le separa dalla zona craterizzata. Vi è anche un sistema di fossae estese che si irradiano da Odisseo. La densità di Teti (0,985 g/cm³) è inferiore a quella dell'acqua, ad indicare che è fatto principalmente di ghiaccio d'acqua con soltanto una piccola frazione di roccia. Il nome Teti deriva dalla dea greca Teti (Τηθύς), una titanessa (non va confusa con la ninfa nereide Teti - Θέτις -, la madre di Achille). Cassini chiamò i quattro satelliti da lui scoperti (Teti, Dione, Rea e Giapeto) Sidera Lodoicea ("le stelle di Luigi") in onore al re Luigi XIV. I nomi dei sette satelliti di Saturno allora conosciuti derivano dalla pubblicazione Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope di John Herschel nel 1847 (figlio di William Herschel, scopritore di Mimas ed Encelado), dove suggeriva l'uso dei nomi dei Titani, fratelli e sorelle di Crono (il nome greco del dio Saturno). Teti è un corpo ghiacciato di composizione simile a Dione e Rea. La sua densità di 0,97 g/cm³ indica che è composto quasi interamente di ghiaccio d'acqua. La superficie di Teti è fortemente craterizzata e contiene numerose crepe causate dalle fratture nel ghiaccio. Su Teti sono presenti due tipi di terreni, uno composto da regioni con molti crateri e l'altro di colore scuro e contenente una cintura leggermente craterizzata che si estende attorno alla luna. Questa seconda regione indica che Teti fu internamente attiva nel passato. L'emisfero occidentale di Teti è dominato da un enorme cratere da impatto chiamato Odisseo, il cui diametro di 400 km è circa 2/5 di Teti stessa. Questo cratere è quasi piatto (o, più precisamente, conforme alla forma sferica del satellite), come i crateri su Callisto e senza le alte montagne ad anello o picchi centrali che sono presenti sulla Luna e su Mercurio. Questa caratteristica è probabilmente causata dal cedimento della debole crosta ghiacciata di Teti poco dopo la sua formazione. La seconda struttura principale del satellite è un'enorme valle chiamata Ithaca Chasma. La temperatura superficiale è di circa −187 °C. Nei punti di Lagrange L4 e L5 di Teti sono presenti le lune co-orbitali Telesto e Calipso. La prima sonda che si avvicinò a Teti fu il Pioneer 11, che passò a 329197 km dalla luna il 1º settembre 1979, mentre un anno più tardi, il Voyager I il 12 novembre 1980 si avvicinò a Teti fino a 415 670 km, ma molto più vicino passò la sonda gemella, il Voyager 2, che alla distanza di 93 000 km riprese le migliori foto delle missioni Voyager, rilevando particolari con una risoluzione di 2 km. La sonda Cassini effettuò vari flyby di Teti, il più vicino dei quali avvenne il 23 settembre 2005 quando si avvicinò alla luna fino a 1503 km. Successivi incontri avvicinati avvennero in seguito, tra cui uno nel 2012 alla distanza di 9100 km. Durante la sua missione Cassini ha mappato la superficie di Teti con una risoluzione di 0,29 km. 
  • Dione (pron. [diˈone]) è un satellite naturale del pianeta Saturno, il quarto per dimensioni, dopo Titano, Rea e Giapeto . Esso ha una densità maggiore di quella della geologicamente inattiva Rea, la luna interna più grande, ma minore di quella dell'attivo Encelado. Mentre la maggior parte della superficie di Dione è occupata da antico terreno craterizzato, vi è anche una vasta rete di depressioni e di lineamenti, ad indicare che in passato vi è stata un'attività tettonica a livello globale. Le depressioni e i lineamenti sono notevoli soprattutto nell'emisfero posteriore, con diversi gruppi di fratture che si intersecano. Nelle pianure ci sono alcuni crateri da impatto che raggiungono i 250 km di diametro. Pianure lisce con pochi crateri da impatto sono presenti su una piccola parte della sua superficie. Probabilmente erano tettonicamente riemerse relativamente tardi nella storia geologica di Dione. In due zone nell'area delle pianure lisce, sono state individuate strane formazioni (depressioni) che assomigliano a crateri da impatto oblunghi, entrambe situate presso i centri da cui si irradiano le reti di crepe e di avvallamenti; queste caratteristiche possono essere di origine criovulcanica. Dione potrebbe essere geologicamente attiva anche oggi, sebbene in misura nettamente minore rispetto al criovulcanismo di Encelado. Ciò emerge da misurazioni magnetiche di Cassini che mostrano che Dione è una fonte di plasma nella magnetosfera di Saturno, molto simile a Encelado. Cassini, che oltre a Dione aveva scoperto Teti, Rea e Giapeto, chiamò i nuovi corpi celesti satelliti lodicei, in onore di Luigi XIV, senza specificare alcun nome per ognuno di essi; gli astronomi presero così l'abitudine di riferirsi a loro e a Titano, già noto in precedenza, come Saturno 1, 2, ..., fino a Saturno 5. Quando nel 1789 vennero scoperti Mimante ed Encelado lo schema di numerazione fu esteso fino a Saturno 7. I nomi attuali dei satelliti naturali di Saturno furono suggeriti da John Herschel (figlio di William Herschel, scopritore di Mimante ed Encelado) in una sua pubblicazione del 1847, dove suggerì di adottare i nomi dei titani e delle titanidi, i fratelli e le sorelle di Crono secondo la mitologia greca (nella quale Crono corrisponde alla divinità romana Saturno). Dione orbita attorno a Saturno in 2,74 giorni; il semiasse maggiore della sua orbita, di 377396 km, è circa il 2% inferiore a quello della Luna attorno alla Terra. Data la maggior massa di Saturno, il periodo orbitale di Dione è comunque solo un decimo di quello della Luna. Dione è in risonanza orbitale 1:2 con Encelado, ossia completa un'orbita attorno a Saturno mentre Encelado ne completa due. Questa risonanza contribuisce a mantenere l'eccentricità orbitale di Encelado (0,0047), fornendo una fonte di calore per una vasta attività geologica di quest'ultimo, che presenta una rilevante attività criovulcanica sulla sua superficie. Dione ha due satelliti co-orbitali, o troiani, Elena e Polluce. Essi si trovano all'interno dei punti lagrangiani L4 e L5 di Dione, rispettivamente 60 gradi davanti e dietro a Dione. Come gli altri maggiori satelliti di Saturno, Dione è in rotazione sincrona e volge sempre la stessa faccia al pianeta. Dione è composto principalmente di ghiaccio d'acqua.Infatti nasconde un oceano di acqua a una profondità di circa 100 km. Ma trattandosi del più denso fra i satelliti naturali di Saturno (a parte Titano) si ritiene comunemente che al suo interno sia presente una quantità considerevole di materiale più denso, come ad esempio silicati, che costituiscono circa un terzo della massa del satellite. Sebbene più piccola di Rea, Dione è per certi aspetti molto simile a tale oggetto. Entrambi i corpi presentano composizioni simili, distribuzioni di albedo analoghe (che denunciano una grande varietà di terreni), e sono caratterizzati da una chiara divisione fra l'emisfero anteriore e quello posteriore. L'emisfero anteriore di Dione è pesantemente craterizzato ed uniformemente brillante; l'emisfero posteriore, al contrario, presenta un aspetto peculiare, essendo caratterizzato da una rete di brillanti e sottili striature su sfondo scuro che si sovrappone ai crateri, indicando che si tratta di una formazione geologica più recente. Si tratta in verità di dirupi di ghiaccio. Prima del fly-by effettuato dalla sonda spaziale Cassini il 13 dicembre 2004 l'origine del sottile materiale brillante che caratterizza la superficie di Dione era ignota, anche perché le uniche fotografie disponibili erano state scattate da grande distanza. Tutto ciò che si sapeva era che il materiale presentava un'elevata albedo, e consisteva di uno strato abbastanza sottile da non oscurare la superficie sottostante. Una teoria comunemente accettata prevedeva che poco dopo la sua formazione Dione fosse geologicamente attivo, e che tramite qualche processo, forse di natura criovulcanica, del materiale proveniente dall'interno potesse essere riemerso in superficie; le strisce si sarebbero dunque formate in seguito ad eruzioni lungo le fessure che precipitarono sulla superficie sotto forma di neve o cenere. Più tardi, quando l'attività interna cessò, la formazione dei crateri si concentrò principalmente sull'emisfero anteriore, cancellandone le striature. Le immagini inviate dalla Cassini, tuttavia, mostrano che le strisce non sono depositi di ghiaccio, ma piuttosto rupi scoscese ricoperte di materiale ghiacciato, create da fratture tettoniche; Dione si è rivelato un corpo lacerato da enormi fratture sull'emisfero posteriore. La sonda Cassini ha compiuto un ulteriore e più ravvicinato fly-by del satellite l'11 ottobre 2005, ad una distanza record di appena 500 km dalla sua superficie. In passato l'emisfero posteriore di Dione è stato oggetto di un pesante bombardamento meteorico, che ha generato numerosi crateri più grandi di 100 km di diametro; al contrario, l'emisfero anteriore presenta crateri nell'ordine dei 30 km di diametro. Il dato contrasta con le previsioni dei planetologi; Eugene Shoemaker e Wolfe avevano avanzato un modello di craterizzazione per un satellite in rotazione sincrona che indicava un maggior tasso di craterizzazione per l'emisfero anteriore. La peculiarità della distribuzione dei crateri su Dione potrebbe suggerire che, durante il periodo di maggior bombardamento, l'oggetto presentasse un diverso emisfero anteriore; trattandosi di un corpo di dimensioni ridotte, qualsiasi impatto in grado di provocare un cratere di 35 chilometri avrebbe potuto causarne una rotazione, e dato l'alto numero di crateri di dimensioni simili Dione potrebbe essere stato soggetto più volte a rotazioni cataclismatiche nel corso delle prime fasi di vita del sistema solare. La struttura dei crateri e l'elevata albedo del lato anteriore suggeriscono che Dione è rimasto nell'orientamente attuale per diversi miliardi di anni. Come su Callisto, anche su Dione mancano le strutture rilevate che circondano solitamente i crateri sulla Luna e su Mercurio, probabilmente a causa del cedimento della debole crosta ghiacciata nel tempo. All'inizio del marzo 2012 la sonda Cassini ha scoperto una tenue atmosfera composta da ossigeno molecolare ionizzato.

Tre piccole lune orbitano tra Mimas e Encelado: Metone, Antea e Pallene. Chiamate con il nome delle Alcionidi della mitologia greca, sono tra le più piccole lune del sistema di Saturno. Antea e Metone possiedono archi d'anello molto deboli lungo le loro orbite, mentre Pallene possiede un tenue anello completo. Di queste tre lune, solo Metone è stato fotografato a distanza ravvicinata, mostrando di essere a forma di uovo con pochissimi o nessun cratere. I Satelliti troiani rappresentano una caratteristica unica, conosciuta solo nel sistema di Saturno. Un corpo troiano orbita attorno al punto di Lagrange anteriore L4 o posteriore L5 di un oggetto molto più grande, come una grande luna o un pianeta. Teti ha due lune troiane, Telesto (anteriore) e Calipso (posteriore); altrettante ne ha Dione, Elena (anteriore) e Polluce (posteriore). Elena è di gran lunga la più grande luna troiana, mentre Polluce è il più piccolo e ha l'orbita più caotica. Le quattro grandi lune esterne di Saturno sono:

  • Rea: Rhea (o Rea) è il secondo satellite naturale di Saturno e il nono del sistema solare per dimensioni; con un raggio di 764 km si tratta dell'entità del sistema solare più piccola che si trova in equilibrio idrostatico. Fu scoperta il 23 dicembre 1672 dall'astronomo italiano Giovanni Domenico Cassini. Rea è chiamata come la titanide Rea della mitologia greca. È designata anche Saturno V. Cassini chiamò le quattro lune da lui scoperte, (Teti, Dione, Rea e Giapeto) Sidera Lodoicea ("le stelle di Luigi"), in onore di re Luigi XIV. Gli astronomi avevano l'abitudine di riferirsi a loro e a Titano come "Saturno 1" fino a "Saturno 5". Quando nel 1789, furono scoperti Mimante ed Encelado, lo schema di numerazione fu esteso fino a "Saturno 7". Gli attuali nomi dei primi sette satelliti di Saturno furono proposti da John Herschel (figlio di William Herschel, scopritore di Mimas ed Encelado) nella sua pubblicazione del 1847, dove suggerì i nomi dei Titani e delle Titanidi, i fratelli e le sorelle di Crono (il Saturno greco). Rea è un corpo ghiacciato con una densità di circa 1,240 kg/m³. Era stato ipotizzato, prima della Missione della sonda Cassini, che Rea avesse un nucleo roccioso al centro. Tuttavia dopo il primo passaggio ravvicinato della Cassini questa ipotesi fu messa in dubbio e venne sostenuto che l'interno di Rea è omogeneo con una piccola compressione del ghiaccio al suo interno. Le caratteristiche di Rea assomigliano a quelle di Dione, con emisferi anteriore e posteriore dissimili tra loro, suggerendo per le due lune simile composizione e storia. In base alla densità dei crateri, la superficie di Rea può essere divisa in due differenti aree; la prima contiene crateri più grandi di 40 km di diametro mentre la seconda area, nelle regioni polari ed equatoriali, ha crateri al di sotto di 40 km in diametro. Ciò suggerisce un qualche evento di rimodellazione superficiale accaduto durante la sua formazione. L'emisfero anteriore (cioè l'emisfero che per effetto della rotazione sincrona precede costantemente l'altro lungo l'orbita) è pesantemente craterizzato e uniformemente brillante. Come su Callisto i crateri non presentano strutture e altorilievi presenti invece sulla Luna e Mercurio. L'emisfero posteriore presenta una rete di strisce chiare su fondo scuro, e pochi crateri. Queste strisce potrebbero essere materia espulsa da vulcani di ghiaccio quando Rea era ancora liquida sotto la superficie. L'orbiter della sonda spaziale Cassini ha effettuato un sorvolo di Rea il 25 novembre 2005. Durante questo passaggio i dati ricavati dalla sonda hanno portato gli scienziati ad ipotizzare la presenza di anelli planetari, sebbene non vi sia ancora nessuna prova certa. Nel caso di una verifica fotografica si tratterebbe della prima luna conosciuta in possesso di un sistema di questo tipo. Di conseguenza gli oggetti facenti parte potrebbero considerarsi una sorta di satelliti di satellite, una novità assoluta nel sistema solare. Il 26 novembre 2010, la NASA ha reso noto che la sonda Cassini ha individuato attorno a Rea una tenue atmosfera composta da ossigeno e anidride carbonica. La presenza di ossigeno allo stato gassoso è stata spiegata come conseguenza dell'influenza del campo magnetico di Saturno sulla superficie ghiacciata di Rea, il ghiaccio reagirebbe e rilascerebbe ossigeno gassoso. La temperatura su Rea è −174 °C con luce solare diretta e tra −200 °C e −220 °C in ombra. Rea è rimasta un piccolo punto luminoso all'osservazione dalla Terra prima dell'arrivo delle sonde Voyager 1 e Voyager 2 nel 1980 e 1981.[6] Successivamente negli anni duemila la sonda Cassini effettuò diversi fly-by col satellite saturniano, il primo dei quali avvenne il 26 novembre 2005 alla distanza di 500 km. Negli anni seguenti la Cassini effettuò diversi altri fly-by: ad una distanza di 5.750 km il 30 agosto del 2007, a 100 km il 2 marzo 2010 e al 69 km l'11 gennaio 2011, il più prossimo alla luna. Un ultimo fly-by avvenne il 9 marzo 2013 a una distanza di 992 km.
  • Titano: Titano è il più grande satellite naturale del pianeta Saturno ed uno dei corpi rocciosi più massicci dell'intero sistema solare; supera in dimensioni (ma non per massa) il pianeta Mercurio mentre per dimensioni e massa è il secondo satellite del sistema solare dopo Ganimede. Scoperto dall'astronomo olandese Christiaan Huygens il 25 marzo 1655, all'epoca Titano è stata la prima luna osservata intorno a Saturno e la quinta nell'intero sistema solare. Si tratta inoltre dell'unico satellite del sistema solare in possesso di una densa atmosfera. Titano è composto principalmente di ghiaccio d'acqua e materiale roccioso. La sua spessa atmosfera ha impedito l'osservazione della superficie, fino all'arrivo della missione spaziale Cassini-Huygens nel 2004, che ha permesso di raggiungere la superficie con un veicolo d'atterraggio. L'esplorazione della Cassini-Huygens ha portato alla scoperta di laghi di idrocarburi liquidi nelle regioni polari del satellite. Geologicamente la superficie è giovane; sono presenti alcune montagne e dei possibili criovulcani, ma è generalmente piatta e liscia con pochi crateri da impatto osservati. L'atmosfera di Titano è composta al 95% da azoto[4]; sono presenti inoltre componenti minori quali il metano e l'etano, che si addensano formando nuvole. La temperatura superficiale media è molto vicina al punto triplo del metano dove possono coesistere le forme liquida, solida e gassosa di questo idrocarburo. Il clima, che include vento e pioggia di metano, ha creato caratteristiche superficiali simili a quelle presenti sulla Terra, come dune, fiumi, laghi e mari, e, come la Terra, presenta le stagioni. Con i suoi liquidi e la sua spessa atmosfera, Titano è considerato simile alla Terra primordiale, ma con una temperatura molto più bassa, dove il ciclo del metano sostituisce il ciclo idrologico presente invece sul nostro pianeta. Titano non è visibile ad occhio nudo. La sua magnitudine apparente quando osservato in opposizione dalla Terra arriva a +8,4, sensibilmente meno brillante rispetto ai satelliti medicei di Giove, che con magnitudini attorno alla quinta o anche inferiori potrebbero invece anche essere scorti a occhio nudo, se non fossero immersi nella luce del pianeta. Nonostante Titano non si discosti mai oltre una distanza angolare di 77 secondi d'arco da Saturno, è agevolmente visibile attraverso piccoli telescopi (con diametro maggiore di 5 cm) o binocoli particolarmente potenti. Il diametro apparente del suo disco è mediamente pari a 0,8 secondi d'arco; può quindi essere risolto solo con grandi telescopi professionali. Titano fu scoperto il 25 marzo 1655 dall'astronomo olandese Christiaan Huygens con un telescopio rifrattore di 57 mm di diametro e 310 mm di focale. Johannes Hevelius e Christopher Wren lo avevano osservato precedentemente, ma l'avevano scambiato per una stella fissa. Si trattava del primo satellite naturale ad essere individuato dopo i satelliti galileiani di Giove. Huygens lo denominò semplicemente, in lingua latina, Luna Saturni ("il satellite di Saturno") ad esempio nell'opera De Saturni Luna observatio nova del 1656. Quando più tardi Giovanni Domenico Cassini scoprì quattro nuovi satelliti, li volle chiamare Teti, Dione, Rea e Giapeto (complessivamente noti come satelliti lodicei); la tradizione di battezzare i nuovi corpi celesti scoperti in orbita attorno a Saturno proseguì e Titano iniziò ad essere designato, nell'uso comune, come Saturno VI, perché apparentemente sesto in ordine di distanza dal pianeta. Il nome di Titano venne suggerito per la prima volta da John Herschel (figlio del più celebre William Herschel) nella sua pubblicazione Risultati delle osservazioni astronomiche condotte presso il Capo di Buona Speranza del 1847. Di conseguenza iniziò la tradizione di denominare gli altri satelliti saturniani in onore dei titani della mitologia greca o delle sorelle e dei fratelli di Crono. Prima dell'era spaziale non furono registrate molte osservazioni di Titano. Nel 1907 l'astronomo spagnolo Josep Comas i Solà osservò un oscuramento al bordo di Titano, la prima evidenza che esso era dotato di un'atmosfera. Nel 1944 Gerard P. Kuiper utilizzando una tecnica spettroscopica rilevò la presenza di metano nell'atmosfera. La prima sonda spaziale a visitare il sistema di Saturno fu il Pioneer 11 nel 1979, che confermò che Titano era troppo freddo per poter sostenere la vita. Il Pioneer 11 trasmise le prime immagini ravvicinate di Saturno e Titano, la cui qualità fu poi superata da quelle delle due Voyager, che sarebbero transitate per il sistema nel 1980 e nel 1981. La traiettoria della Voyager 1, in particolare, fu modificata per ottenere un sorvolo ravvicinato di Titano (impedendole in tal modo di raggiungere Plutone), ma non era provvista di alcuno strumento in grado di vedere attraverso la densa atmosfera del satellite, circostanza che non era stata prevista. Solo molti anni più tardi tecniche di manipolazione intensiva delle immagini riprese attraverso il filtro arancione della sonda hanno permesso di ricavare quelle che sono a tutti gli effetti le prime fotografie mai scattate della regione luminosa di Xanadu, ritenuta dagli scienziati un altopiano, e la pianura scura di Shangri-La. Quando la Voyager 2 raggiunse il sistema di Saturno apparve chiaro che un possibile cambio di traiettoria per favorire un incontro ravvicinato con Titano avrebbe impedito la prosecuzione del viaggio verso Urano e Nettuno. Dati gli scarsi risultati ottenuti dalla sonda gemella, la NASA decise di rinunciare alla possibilità e la sonda non fu attivamente impiegata per uno studio intensivo di Titano. Anche dopo le missioni delle due Voyager, la superficie di Titano rimaneva sostanzialmente un mistero, così come lo era stato nel XVII secolo per Giovanni Cassini e Christiaan Huygens. La grande mole di dati conosciuti sul satellite è quasi interamente dovuta alla missione spaziale italo-euro-statunitense che porta il nome dei due astronomi del passato, la Cassini-Huygens. La sonda ha raggiunto Saturno il 1º luglio 2004 quando ha avviato le prime attività di mappatura della superficie di Titano attraverso strumenti radar. Il primo sorvolo diretto del satellite è avvenuto il 26 ottobre 2004 ad una distanza record di appena 1200 km dall'atmosfera titaniana. Gli strumenti della Cassini hanno individuato strutture superficiali chiare e scure che sarebbero state invisibili all'occhio umano. Dalla sonda madre è stato sganciato il modulo di terra Huygens, privo di motori, che il 14 gennaio 2005 si è tuffato con successo nella densa atmosfera di Titano raggiungendone la superficie dopo una discesa di circa due ore. La sonda era equipaggiata per galleggiare temporaneamente su eventuali mari o laghi la cui esistenza era stata ipotizzata, ma atterrò su un suolo apparentemente asciutto. La consistenza è tuttavia risultata simile a quella della sabbia bagnata ed è stato ipotizzato che il terreno possa essere periodicamente irrorato da flussi liquidi. Il sorvolo ravvicinato più vicino Cassini lo fece il 21 giugno 2010, transitando a 880 km dalla superficie. Le regioni dove sono stati trovati abbondanti liquidi, sotto forma di laghi e mari, erano concentrate soprattutto nei pressi del polo nord. La sonda Huygens si posò sulla superficie di Titano il 14 gennaio 2005, non lontano da una zona ora chiamata Adiri. La sonda fotografò un altopiano chiaro, composto principalmente da ghiaccio, letti di fiumi scuri, dove si ritiene scorra periodicamente metano liquido, e pianure, anch'esse scure, dove questi liquidi si raccolgono provenienti dall'altopiano. Dopo essere atterrata, Huygens fotografò una piana scura coperta da piccole rocce e sassi, composti da ghiaccio d'acqua. Nell'unica foto ripresa da Huygens, le due rocce che appaiono appena in basso del centro dell'immagine sono più piccole rispetto alle apparenze: quella di sinistra è di 15 centimetri di diametro e quella nel centro 4 centimetri, e distano circa 85 centimetri dalla sonda. Le rocce mostrano segni di erosione alla base, che suggerisce una possibile attività fluviale. La superficie, più scura del previsto, è costituita da una miscela di acqua e idrocarburi ghiacciati. Ben visibile è anche la foschia di idrocarburi sovrastante il paesaggio. Nel marzo 2007, la NASA, l'ESA e la COSPAR decisero di nominare il sito di atterraggio della sonda Hubert Curien Memorial Station, in memoria dell'ex presidente dell'ESA. Oltre ad osservazioni di telerilevamento (una camera e una radar SAR) Huygens ha fornito una serie di registrazioni dei suoni atmosferici (in particolare del rombo del vento durante l'atterraggio) captati dalla sonda durante la discesa. Le registrazioni audio sono state realizzate in laboratorio elaborando i dati forniti dai microfoni montati sulla sonda (Acoustic Sensor Unit). Considerato l'interesse sollevato nella comunità scientifica sin dai primi risultati della missione Cassini-Huygens, le principali agenzie spaziali hanno valutato varie proposte per missioni spaziali successive. Nel 2006, la NASA ha studiato una missione che prevedeva l'esplorazione dei maggiori laghi di Titano tramite un lander galleggiante, per un periodo di 3-6 mesi, denominata Titan Mare Explorer. Il lancio era stato proposto per il 2016, con arrivo su Titano nel 2023[32]; tuttavia, nel 2012, l'agenzia spaziale statunitense ha preferito privilegiare una missione meno avveniristica quale InSight, destinata allo studio di Marte. Il progetto del lander acquatico su Titano confluì nella missione Titan Saturn System Mission[33]. La Titan Saturn System Mission (TSSM) è stata proposta come una possibile missione congiunta della NASA e dell'ESA, diretta all'esplorazione di Titano ed Encelado[34]. La missione comprende un orbiter per lo studio di Titano e degli altri corpi che compongono il sistema di Saturno, una mongolfiera per lo studio dell'atmosfera e della superficie di Titano ed un lander acquatico, TiME, per lo studio dei mari. Nonostante nel febbraio del 2009 sia stata data la priorità alla missione Europa Jupiter System Mission, ufficialmente la TSSM rimane in gara per una successiva selezione di una missione con lancio successivo al 2020. Nel 2012 Jason Barnes, uno scienziato dell'Università dell'Idaho propose un'altra missione, la Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance (AVIATR). Il progetto prevede il volo nell'atmosfera di Titano di un aereo senza pilota o comandato da un drone, per catturare immagini in alta definizione della superficie. Il progetto, che stimava un costo di 715 milioni di dollari non è stato tuttavia approvato dalla NASA e il suo futuro rimane incerto. La società privata spagnola SENER e il Centro de Astrobiologia di Madrid hanno progettato nel 2012 un altro lander acquatico per l'esplorazione di un lago. La sonda è stata denominata Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE) e si differenzia dalla proposta TiME principalmente perché sarebbe dotata di un proprio sistema di propulsione che le consentirebbe di spostarsi liberamente, per un periodo di 6 mesi, attraverso il Ligeia Mare. Nel 2015 il NASA Institute for Advanced Concepts ha finanziato, tra gli altri, uno studio per la progettazione di un sottomarino per l'esplorazione dei mari di Titano. Nel 2019 è stata finalmente approvata una nuova missione su Titano, che partirà nel 2026 e arriverà nel 2034. Si tratta della missione Dragonfly, un drone alimentato da un generatore termoelettrico a radioisotopi al plutonio 238, tipico sistema usato dove l'energia solare è esigua. Il drone volerà con agilità sfruttando la bassa gravità e l'elevata densità dell'atmosfera. L'esplorazione inizierà dal cratere Selk e potrà allargarsi ad altre zone grazie alla versatilità del movimento del robot. Titano ruota attorno a Saturno in 15 giorni e 22 ore, su un'orbita avente un semiasse maggiore di 1221870 km e un'eccentricità di 0,028, quindi relativamente bassa, ed un'inclinazione di 0,33° rispetto al piano equatoriale di Saturno. Come la Luna e molti altri satelliti dei giganti gassosi, il suo periodo orbitale è identico al suo periodo di rotazione; Titano è quindi in rotazione sincrona con Saturno. Titano è in risonanza orbitale 3:4 con il piccolo ed irregolare Iperione. Da un'analisi basata su modelli teorici è ritenuta improbabile un'evoluzione lenta e progressiva della risonanza, durante la quale Iperione sarebbe migrato da un'orbita caotica all'attuale. Piuttosto Iperione si è probabilmente formato in una fascia orbitale stabile mentre Titano, più massiccio, assorbiva o scacciava gli oggetti che gli si trovavano in fasce orbitali intrinsecamente instabili. Titano ha un diametro di 5150 km, maggiore di quello di Mercurio (4879 km). Prima dell'esplorazione della sonda Voyager 1 Titano era ritenuto il satellite più grande del sistema solare, con un diametro superiore a quello di Ganimede (5262 km). Tuttavia le osservazioni dalla Terra avevano sovrastimato le dimensioni reali del corpo, a causa della sua densa atmosfera che lo faceva apparire di dimensioni maggiori. La massa di Titano è 1,345×1023 kg, che equivale a 1/44 della massa terrestre, 2,5 volte inferiore a quella di Mercurio nonostante il pianeta sia più piccolo. Anche in termini di massa Titano è al secondo posto tra i satelliti naturali del sistema solare, leggermente superato anche in questo caso da Ganimede. Le proprietà fisiche di Titano sono simili a quelle di Ganimede e Callisto, e sulla base della sua densità, pari a 1,88 g/cm³, si può ritenere che il satellite sia formato verosimilmente per metà da ghiaccio e per l'altra metà da materiale roccioso. Titano, nonostante abbia una composizione chimica molto simile a quella degli altri satelliti naturali di Saturno come Dione, Encelado e in particolar modo Rea, presenta una densità maggiore per via della compressione gravitazionale. La sua struttura interna è probabilmente stratificata, con un nucleo roccioso dal diametro di circa 3400 km circondato da strati composti da diverse forme cristalline del ghiaccio. L'interno di Titano potrebbe essere ancora caldo e vi potrebbe essere uno strato liquido composto da acqua ed ammoniaca situato fra il nucleo roccioso e la crosta ghiacciata. Prove a sostegno di questa ipotesi sono state scoperte dalla sonda Cassini, nella forma di onde radio ELS naturali, nell'atmosfera della luna. Si ritiene che la superficie di Titano sia poco riflettente per le onde ELS; quindi queste dovrebbero venir riflesse da una superficie di separazione tra uno strato ghiacciato ed uno liquido in un oceano presente al di sotto della superficie. Inoltre, dal confronto fra le immagini raccolte nell'ottobre del 2005 ed il maggio del 2007, appare evidente una traslazione della crosta anche di 30 km, per effetto dei venti atmosferici. Ciò avvalora l'ipotesi della presenza di uno strato liquido all'interno del satellite sul quale galleggerebbe il leggero strato superficiale.  Analizzando dati della sonda Cassini, nel 2014 alcuni ricercatori del Jet Propulsion Laboratory hanno presentato un modello della struttura interna di Titano: il guscio esterno di Titano è rigido e la densità presente al suo interno sarebbe relativamente elevata per poter spiegare i dati sulla gravità riscontrati, l'oceano sotto la superficie della luna dovrebbe essere composto da acqua mista a diversi sali di zolfo, sodio e potassio, rendendo l'oceano paragonabile a quello dei laghi e mari più salati della Terra, come ad esempio il Mar Morto. La superficie di Titano è complessa, in alcune zone fluida, e geologicamente giovane. Titano esiste sin dalla formazione del sistema solare, ma la sua superficie è molto più giovane, tra 100 milioni e 1 miliardo di anni. L'atmosfera di Titano è due volte più spessa di quella terrestre, rendendo difficile per gli strumenti astronomici fotografarla nello spettro della luce visibile. La sonda Cassini ha utilizzato strumenti a infrarossi, altimetria radar e radar ad apertura sintetica (SAR) per mappare porzioni di Titano durante i suoi voli ravvicinati. Le prime immagini hanno rivelato una geologia diversificata, con alcune regioni lisce e irregolari, mentre altre sembrano di origine criovulcanica, probabilmente frutto di acqua miscelata con ammoniaca fuoriuscita dal sottosuolo. Ci sono anche prove che la crosta di ghiaccio di Titano potrebbe essere sostanzialmente rigida, il che suggerirebbe una scarsa attività geologica. Altre caratteristiche ancora sono regioni che mostrano lunghe striature, alcune delle quali si estendono per centinaia di chilometri, e la cui causa potrebbero essere delle particelle trasportate dal vento. La missione Cassini ha rilevato che la superficie di Titano è relativamente liscia; le poche formazioni simili a crateri da impatto sembra siano state riempite da piogge di idrocarburi o vulcani. L'altimetria del radar suggerisce che le variazioni di altitudine sono tipicamente dell'ordine di 150 metri, tuttavia, alcune aree raggiungono fino a 500 metri di altitudine e le montagne più alte arrivano fino a più di un chilometro d'altezza. La superficie di Titano è segnata da vaste regioni di terreno chiaro e scuro, inclusa un'area grande come l'Australia identificata dalle immagini all'infrarosso provenienti dal telescopio spaziale Hubble e dalla sonda Cassini. Questa regione è stata chiamata Xanadu ed è relativamente elevata. Ci sono altre zone scure presenti su Titano osservate dal suolo e dalla sonda Cassini, tra i quali Ligeia Mare, il secondo mare più grande di Titano, composto da metano quasi completamente puro. Inoltre la Cassini ha osservato variazioni della superficie coerenti con eruzioni di criovulcani. A differenza dei vulcani attivi sulla Terra i vulcani di Titano eruttano presumibilmente acqua, ammoniaca (che non potrebbe essere altresì presente in superficie, la cui identificazione appare ancora dubbia) e metano nell'atmosfera, dove congelano rapidamente ricadendo al suolo. Un'alternativa a questa ipotesi è che le variazioni superficiali siano derivate dallo spostamento di detriti in seguito a piogge di idrocarburi. L'ipotesi dell'esistenza su Titano di laghi e mari di metano venne suggerita già ai tempi dei dati ricevuti dalle Voyager 1 e 2 sull'atmosfera, sulla sua composizione, densità e temperatura, e un'ulteriore conferma della presenza del metano allo stato liquido arrivò nel 1995, con osservazioni radar da terra e dal telescopio spaziale Hubble.[64] La conferma definitiva si ebbe con analisi dei dati raccolti dalla sonda Cassini: inizialmente non si evidenziarono prove certe dai primi dati, tuttavia nel giugno 2005, al Polo Sud, venne identificato il primo potenziale lago in un'area molto buia, successivamente chiamato Ontario Lacus, probabilmente creato dalla precipitazioni da nubi di metano. Dai dati del flyby del 22 luglio 2006, la Cassini riprese delle immagini alle latitudini settentrionali del satellite, nelle quali risaltavano grandi aree lisce che punteggiano la superficie vicino al polo. Sulla base di queste osservazioni, l'esistenza di laghi pieni di metano sulla superficie di Titano venne confermata nel gennaio 2007. I laghi di Titano divennero così le prime distese liquide stabili scoperte al di fuori della Terra. Alcuni di essi si trovano in depressioni topografiche e sembrano avere canali associati e collegati con essi. La scoperta confermava la teoria che sul satellite di Saturno sia presente un ciclo idrologico basato sul metano analogo a quello terrestre basato sull'acqua. Sono stati infatti trovati indizi consistenti di fenomeni di evaporazione, piogge e canali naturali scavati da fluidi. Nel dicembre del 2009 la NASA ha annunciato ufficialmente, dopo esserne stata a conoscenza fin dal 2007, la presenza di un lago di metano, battezzato Kraken Mare, dall'estensione di 400000 km². Il lago non è stato osservato direttamente dagli scienziati, ma la sua presenza è stata intuita grazie ai dati elaborati dallo spettrometro a infrarossi presente sulla sonda Cassini. Il secondo grande lago di cui si è attestata l'esistenza è stato il Ligeia Mare, a questi due sono seguiti molti altri laghi di dimensioni inferiori. Dalle immagini scattate dalla sonda nel dicembre del 2012, alcune evidenziano una vallata che sfocia nel Kraken Mare, attraversata da un fiume di idrocarburi lungo quasi 400 km. Le prime osservazioni radar sull'Ontario Lacus riprese tra il 2009 e 2010 mostravano che era un distesa liquida superficiale, con profondità che arrivavano al massimo tra 4 e 7 m, al contrario, le osservazioni condotte successivamente sul Ligeia Mare, i cui dati sono stati pubblicati nel 2014, mostravano una profondità media di 20-40 m, e in diversi punti la profondità massima era certamente oltre i 200 metri. Nel 2016, la Cassini ha trovato la prima prova di canali di liquidi su Titano, osservando una serie di profondi e scoscesi canyon che sfociano nel Ligeia Mare. Questa rete di canyon, chiamata Vid Flumina, è profonda da 240 a 570 metri e le sue "rive" hanno pendenze superiori a 40°. Si pensa che si sia formato da un sollevamento della crosta, come il Grand Canyon della Terra, o da un abbassamento del livello del mare, o forse da una combinazione delle due cose. Tale erosione evidenziata dalle immagini della Cassini suggerisce che la presenza di flussi di liquidi in questa regione di Titano persista da migliaia di anni. La sonda Cassini individuò pochi crateri da impatto sulla superficie di Titano, indicando che la sua superficie è relativamente giovane. Tra i crateri scoperti, i più rilevanti sono il Menrva, il cui bacino ad anelli ha un diametro di 400 km; il Sinlap, un cratere a fondo piatto di 80 km di diametro; e il cratere Ksa, di 30 di larghezza, con un picco centrale e un fondo scuro. Cassini ha individuato anche oggetti circolari sulla superficie che potrebbero essere correlati a impatti, ma le loro caratteristiche rendono incerta la loro identificazione. Per esempio, un anello di materiale trasparente di 90 km di diametro chiamato Guabonito potrebbe essere un cratere parzialmente sepolto da sedimenti. Altre aree simili si trovano nelle aree scure Shangri-La e Aaru, e altri oggetti circolari sono stati osservati in alcune zone di Xanadu durante il passaggio della Cassini del 30 aprile 2006. Modelli elaborati prima della missione Cassini su traiettorie e angoli di collisione suggeriscono che, dove l'oggetto impatta la crosta di ghiaccio d'acqua, una piccola porzione di materiale espulso potrebbe rimanere allo stato liquido dentro al cratere per diversi secoli, una durata sufficiente per la sintesi delle molecole precursori della vita. L'atmosfera di Titano potrebbe fare in parte da scudo per la superficie, riducendo il numero di impatti e di conseguenza dei crateri della metà. Titano potrebbe essere soggetto a fenomeni di criovulcanismo, tuttavia nessuna caratteristica superficiale ripresa dalla sonda Cassini può con assoluta certezza essere interpretata come criovulcano. Il rilevamento dell'argon-40 nell'atmosfera di Titano nel 2004 indicava la presenza di pennacchi di una miscela di liquidi composta da acqua e ammoniaca, inoltre l'attività vulcanica di Titano spiegherebbe la presenza continua del metano in superficie, che difficilmente sarebbe duratura se non ci fosse un rifornimento di metano dall'interno del satellite. In uno studio di Moore e Pappalardo del 2008, viene suggerita l'ipotesi alternativa che in realtà l'interno di Titano possa essere completamente inattivo, con una spessa crosta di ghiaccio che ricopre un oceano di ammoniaca. Le caratteristiche superficiali che potrebbero far pensare a criovulcani sono, secondo gli autori di questo studio, riconducibili a fenomeni meteorologici, come a venti e a depositi ed erosioni causate da fiumi di liquidi, o anche alla perdita di massa. La stessa Ganesa Macula, che inizialmente si pensava fosse un cratere vulcanico, da rilievi topografici ottenuti nel 2008 dalla Cassini da diverse angolazioni, pare sia una depressione o un cratere da impatto che ha subito una notevole erosione per fenomeni meteorologici. Nel 2010 venne annunciata una probabile formazione criovulcanica, Sotra Patera, precedentemente nota come Sotra Facula e assomigliante ai farrum di Venere. Si tratta di una catena di almeno 3 montagne che arrivano a 1000-1500 metri d'altezza, e che sono sormontate da diversi crateri. Il terreno circostante le loro basi sembra ricoperto di "lava congelata". Le montagne più alte di Titano si trovano nei pressi dell'equatore; si pensa che siano di origine tettonica, come sulla Terra, e la loro formazione potrebbe essere stata causata dalle forze mareali di Saturno. Nel 2016, il team della missione Cassini ha annunciato quella che ritengono essere la montagna più alta su Titano: situata nella Mithrim Montes, è alta 3337 m. Nelle prime immagini della superficie di Titano prese dai telescopi terrestri nei primi anni 2000, furono scoperte ampie regioni di terreno scuro a cavallo dell'equatore.[89] Prima dell'arrivo della Cassini, si pensava che queste regioni fossero mari di idrocarburi liquidi. Le immagini radar catturate dalla sonda spaziale hanno invece rivelato che alcune di queste regioni erano vaste pianure ricoperte da dune longitudinali, alte fino a 100 metri, larghe circa un chilometro e lunghe da decine a centinaia di chilometri. Solitamente dune di questo tipo sono sempre allineate con la direzione media del vento, tuttavia, nel caso di Titano, i venti costanti di superficie provenienti da est si combinano con venti di marea variabili (circa 0,5 metri al secondo), causati dalle forze di maree esercitate da Saturno, che è 400 volte più intensa delle forze di marea della Luna sulla Terra e che tendono a guidare il vento verso l'equatore. Questo modello di vento in teoria causa l'accumulo graduale di granelli in superficie che formano lunghe dune parallele allineate da ovest a est. Le dune si interrompono nei pressi delle montagne, dove la direzione del vento varia. Inizialmente si presumeva che le dune longitudinali fossero formate da venti moderatamente variabili che seguono una direzione media o si alternano tra due direzioni diverse. Osservazioni successive indicano invece che le dune puntano verso est sebbene le simulazioni climatiche indicano che i venti di superficie di Titano dovrebbero spirare verso ovest. A meno di 1 metro al secondo le brezze non sono abbastanza potenti da sollevare e trasportare il materiale di superficie, e le recenti simulazioni al computer indicano che le dune possono essere il risultato di rari venti di tempesta che avvengono solo ogni quindici anni, quando Titano si trova all'equinozio. Queste tempeste producono forti correnti discendenti, che scorrono verso est fino a 10 metri al secondo quando raggiungono la superficie. La "sabbia" su Titano non è probabilmente composta da piccoli granelli di silicati come la sabbia sulla Terra, ma potrebbe essersi formata quando il metano liquido piovuto ha creato alluvioni improvvise, erodendo il substrato roccioso di ghiaccio d'acqua. Un'alternativa a questa teoria potrebbe essere che la sabbia provenga da solidi organici chiamati toline, prodotti da reazioni fotochimiche nell'atmosfera di Titano. Gli studi sulla composizione delle dune nel maggio 2008 hanno rivelato che possedevano meno acqua rispetto al resto di Titano e quindi sono molto probabilmente derivati da fuliggine organica come i polimeri di idrocarburi che si aggregano insieme dopo essere piovuti sulla superficie. I calcoli indicano che la sabbia su Titano ha una densità di un terzo rispetto alla sabbia terrestre. La bassa densità combinata con l'aridità dell'atmosfera di Titano potrebbe causare il raggruppamento dei grani a causa dell'elettricità statica. I deboli venti di superficie su Titano, che spirano a meno di 5 km/h, non riescono a spostare la sabbia verso ovest che rimane quindi immobile, ma l'arrivo dei forti venti delle tempeste stagionali possono invece spostarla verso est. Durante l'equinozio di Titano, tra il 2009-2010, la sonda Cassini ha tre brillamenti nell'infrarosso di breve durata, le cui cause sono da attribuirsi a tempeste di polvere composta da particelle organiche solide di dimensioni micrometriche. Lo studio suggerisce che Titano sperimenta cicli attivi della polvere (come la Terra e Marte) che modificano nel corso del tempo le distese di dune equatoriali. Titano è l'unico satellite naturale del sistema solare a possedere una consistente atmosfera, composta per il 95% circa da azoto, da un 5% di metano e tracce minime di altri gas. Nella stratosfera l'azoto è presente al 98,4%, contro l'1,4% di metano, il quale assieme all'etano costituisce il componente principale delle nubi. La sua scoperta risale al 1944 quando Gerard Kuiper, facendo uso di tecniche spettroscopiche, stimò la pressione parziale del metano in 10 kPa. In seguito le osservazioni condotte da distanza ravvicinata nell'ambito del programma Voyager hanno permesso di determinare che l'atmosfera titaniana è più densa di quella terrestre, con una pressione alla superficie di circa il 50% maggiore, e il suo imponente spessore rende impossibile l'osservazione diretta della superficie. A causa della minor gravità della luna, l'atmosfera di Titano si estende maggiormente al di sopra della superficie rispetto all'atmosfera terrestre, arrivando a 600 km di altezza sulla superficie e anche più, considerando che è stata rilevata la presenza di molecole complesse e ioni anche ad un'altezza di 950 km sopra la superficie. Le osservazioni compiute della sonda Cassini suggeriscono che l'atmosfera di Titano ruota più velocemente della sua superficie, così come avviene nel caso di Venere. La velocità dei venti su Titano è stata misurata dalla velocità delle nubi, in realtà poco presenti nell'atmosfera della luna. Tra una decina di nubi monitorate dalla sonda Cassini la velocità massima registrata è stata di 34 m/s, coerente coi modelli meteorologici previsti per Titano. Nel settembre 2013, è stato rilevato propilene nell'atmosfera di Titano, ed era la prima volta che questo idrocarburo veniva trovato in un'atmosfera che non fosse quella terrestre. Alchene peraltro usato largamente sulla Terra per produrre materiale plastico, la sua scoperta risolve anche una lacuna risalente al passaggio della sonda Voyager 1, avvenuto nel 1980. La Voyager aveva rivelato la presenza di vari idrocarburi, prodotti dalla scissione del metano causati dalla radiazione solare, e aveva rilevato la presenza, oltre che del metano, dell'etano e del propano, tuttavia, non era rilevata traccia di propilene, molecola peraltro intermedia tra quelle più pesanti, come il propano, e quelle più leggere, come il propino. Osservazioni effettuate con il radiotelescopio ALMA hanno consentito di confermare la presenza in atmosfera di cianuro di vinile, un composto chimico organico le cui molecole, in particolari condizioni possono aggregarsi formando microscopiche strutture a bolla. Titano riceve solo l'1% della radiazione solare che riceve la Terra e la sua temperatura superficiale è di 94 K (−179.2 °C). Il metano presente nell'atmosfera crea un effetto serra senza il quale Titano sarebbe di 21 K più freddo. Tuttavia, esiste anche un effetto serra al contrario, creato dalla foschia ad alta quota, trasparente all'infrarosso ma che riflette la radiazione solare, e riduce la temperatura superficiale di 9 K. Sommando i due effetti risulta che la temperatura è 12 K maggiore della temperatura di equilibrio, cioè 94 K invece di 82 K. Le nubi di Titano, probabilmente composte da metano, etano e altre sostanze organiche semplici, sono sparse e variabili nella foschia generale dell'atmosfera. I risultati della sonda Huygens indicano che piovono periodicamente metano liquido e altri composti organici. Le nubi in genere coprono l'1% del disco di Titano, anche se sono stati osservati eventi in cui la copertura nuvolosa si espandeva rapidamente fino a coprire l'8% della superficie. Un'ipotesi afferma che le nubi si formino quando aumenta la radiazione solare che riscalda e solleva l'atmosfera, come avvenuto nelle regioni dell'emisfero meridionale, nel quale l'estate è durata fino al 2010. L'attuale composizione atmosferica di Titano è ritenuta essere simile a quella della seconda atmosfera della Terra (quella che precedette e condusse allo sviluppo degli esseri viventi che rilasciarono l'ossigeno in atmosfera), sebbene non si possa stabilire una completa analogia perché Titano è molto lontano dal Sole e piuttosto freddo. La presenza nell'atmosfera di composti organici complessi lo rende oggetto di notevole interesse per gli esobiologi. L'esperimento di Miller-Urey ed altre prove in laboratorio dimostrano come si possano sviluppare, in un'atmosfera simile a quella di Titano ed in presenza di radiazione ultravioletta, molecole complesse come la tolina. Gli esperimenti suggeriscono che vi sia materiale organico sufficiente perché su Titano possa avvenire l'evoluzione chimica avvenuta sulla Terra. Perché questo avvenga, tuttavia, si presuppone che sia presente acqua liquida per periodi più lunghi di quelli attualmente osservati. Se la crosta di Titano si compone grandemente di ghiaccio d'acqua, è stato ipotizzato che un impatto ad alta velocità di un corpo celeste potrebbe comportare la formazione di un lago d'acqua che si manterrebbe liquida per centinaia d'anni, periodo sufficiente per la sintesi di molecole organiche complesse. Inoltre, se l'interno della luna fosse completamente roccioso, le maree gravitazionali di Saturno avrebbero condotto alla formazione di rilievi di altezze piuttosto significative; viceversa, le rilevazioni della sonda Cassini indicano che questi raggiungono altezze piuttosto modeste. Ciò può essere giustificato dalla presenza di un oceano di acqua mista ad ammoniaca sotto la crosta e, sebbene vi si raggiungerebbero condizioni estreme per organismi terrestri, è stato comunque ipotizzato che possa ospitare organismi viventi. Potrebbero essersi evolute su Titano forme di vita che non hanno bisogno d'acqua liquida. Alcuni astrobiologi ritengono possibile infatti l'esistenza di forme di vita basate sul metano. Questa ipotesi è supportata da alcune recenti osservazioni: molecole di idrogeno scendono nell'atmosfera di Titano e scompaiono in superficie, sulla quale è stata altresì rivelata la mancanza di acetilene, composto che dovrebbe invece trovarvisi in abbondanza e che potrebbe essere la migliore fonte di energia per una vita a base di metano. Il ciclo degli idrocarburi imiterebbe dunque il ciclo dell'acqua sulla Terra ed eventuali organismi potrebbero utilizzare idrogeno e acetilene per produrre metano, senza necessità di acqua liquida. Come fatto notare dalla NASA in un articolo del giugno 2010: "Ad oggi le forme di vita basate sul metano sono solo ipotetiche, gli scienziati non hanno ancora rilevato questa forma di vita da nessuna parte", anche se alcuni di essi credono che queste firme chimiche sostengano l'argomento per una forma di vita primitiva ed esotica o siano un precursore della vita sulla superficie di Titano.[119] Nel febbraio 2015 è stata modellata una ipotetica membrana cellulare in grado di funzionare in metano liquido con le stesse condizioni che avrebbe su Titano. Composto da piccole molecole di acrilonitrile contenenti carbonio, idrogeno e azoto, avrebbe la stessa stabilità e flessibilità delle membrane cellulari sulla Terra, che sono composte da fosfolipidi, composti di carbonio, idrogeno, ossigeno e fosforo. Questa ipotetica membrana cellulare è stata denominata "azotosome", una combinazione di "azote", francese per azoto e "liposoma". 
  • Iperione: Iperione è un satellite naturale del pianeta Saturno; la sua scoperta, ad opera di William Cranch Bond, George Phillips Bond e William Lassell, risale al 1848. Il suo nome deriva da quello di Iperione, un Titano della mitologia greca. È anche noto come Saturno VII. La scoperta di Iperione avvenne poco dopo che John Herschel aveva ufficialmente proposto dei nomi per gli altri sette satelliti di Saturno già noti, nella sua pubblicazione Risultati delle osservazioni astronomiche condotte presso il Capo di Buona Speranza del 1847. Lassell, che scoprì Iperione due giorni dopo i Bond ed indipendentemente da loro, aveva già abbracciato lo schema proposto da Herschel e suggerì quindi un nome in linea con quelli precedenti. Inoltre batté sul tempo i Bond nella pubblicazione della scoperta. Iperione è il corpo irregolare più grande del sistema solare dopo Proteo, un satellite naturale di Nettuno; questi è appena più grande, ma quasi sferico. Sembra probabile che Iperione sia un frammento di un corpo di dimensioni maggiori, interessato da un impatto catastrofico nel lontano passato. Le immagini della sonda spaziale Voyager 2 e le successive osservazioni condotte dalla Terra hanno evidenziato che la rotazione di Iperione è caotica, ossia che il suo asse di rotazione si sposta in maniera imprevedibile al passare del tempo. Iperione è attualmente l'unico corpo conosciuto del sistema solare che presenti una rotazione caotica, ma simulazioni al computer sembrano indicare che altri satelliti di forma irregolare potrebbero aver esibito comportamenti analoghi in passato. Diverse caratteristiche di Iperione contribuiscono a causare la rotazione caotica: si tratta di un corpo estremamente irregolare, dall'orbita fortemente eccentrica, e che lo porta ad avvicinarsi periodicamente ad un satellite particolarmente massiccio, Titano, con cui si trova in risonanza orbitale 3:4. La rotazione caotica di Iperione è probabilmente il motivo per cui esso ha una superficie con caratteristiche più o meno uniformi; la maggior parte degli altri satelliti naturali di Saturno presenta invece due emisferi assai diversi, a seconda dell'esposizione verso l'atmosfera del pianeta o verso lo spazio interplanetario. A differenza della maggior parte dei satelliti naturali di Saturno, Iperione presenta un'albedo bassa (0,3), essendo ricoperto da uno strato di materiale scuro. Le cause della bassa albedo potrebbero essere diverse; potrebbero essere residui del metano proveniente dall'atmosfera di Titano e spogliatosi dell'idrogeno a causa della radiazione solare, oppure potrebbe trattarsi di biossido di carbonio congelato misto a idrocarburi. Una terza possibilità è del materiale scuro proveniente da Febe che può aver scurito la superficie come successo nel caso di Giapeto[4]. Iperione mostra infatti una colorazione più rossa di quella di Febe e assai simile a quella del materiale scuro presente su Giapeto. Da un punto di vista geologico, la superficie di Iperione è dominata da un vasto cratere largo circa 120 km e profondo 10 km[11]. Il corpo si presenta ricco di crateri minori profondi e particolarmente scoscesi, che gli conferiscono un tipico aspetto spugnoso; il letto dei crateri è colmo di materiale più scuro. La sua porosità e la sua bassa gravità sulla superficie sono l'effetto di numerosi impatti con rocce spaziali, che hanno compresso il materiale. Come la maggior parte dei satelliti naturali di Saturno, Iperione è caratterizzato da una bassa densità; l'oggetto dovrebbe dunque essere composto prevalentemente da ghiaccio d'acqua, con una piccola percentuale di rocce. Iperione è stato osservato per la prima volta da vicino dalla sonda Voyager 2, negli anni ottanta del XX secolo. La sonda ha attraversato il sistema di Saturno senza tuttavia avvicinarsi particolarmente al satellite; le immagini inviate a Terra hanno permesso di individuare singoli crateri, ma non sono state sufficienti ad elaborare una mappa della superficie dell'oggetto. La sonda spaziale Cassini ha effettuato il suo unico fly-by previsto di Iperione il 26 settembre 2005, raggiungendo una distanza minima di 510 chilometri dalla superficie del corpo. 
Collage di foto catturate dalla sonda Cassini nel 2004; è mostrata la faccia scura di Giapeto, da nord, con la cresta equatoriale ben evidente.
  • Giapeto: Giapeto (nome sdrucciolo: Giàpeto) è il terzo satellite naturale di Saturno per dimensioni dopo Titano e Rea, e l'undicesimo satellite naturale più grande del sistema solare. È il più grande corpo noto a non essere in equilibrio idrostatico e la sua peculiarità più nota è di avere la superficie divisa in due regioni all'apparenza molto differenti tra loro. Inoltre possiede altre caratteristiche insolite scoperte nel 2007 dalla sonda Cassini, come la grande cresta che percorre due terzi della lunghezza del suo equatore. Fu scoperto dall'astronomo italiano Giovanni Domenico Cassini il 25 ottobre 1671. Deve il suo nome al Giapeto della mitologia greca ed è anche noto come Saturno VIII. Cassini chiamava i quattro satelliti saturniani da lui scoperti (Teti, Dione, Rea e Giapeto) Sidera Lodoicea ("le stelle di Luigi"), in onore di re Luigi XIV. Gli astronomi presero l'abitudine di riferirsi a loro e a Titano come Saturno I fino a Saturno V quindi, in base alla sua distanza dal pianeta, Giapeto era noto come Saturno V. Quando nel 1789 furono scoperti Mimas ed Encelado, lo schema di numerazione fu esteso a Saturno VII. Dal 1848 Giapeto è noto con il nome di Saturno VIII, quando il suo posto come Saturno VII è stato occupato da Iperione. Gli attuali nomi dei primi sette satelliti di Saturno furono dati da John Herschel (figlio di William Herschel, scopritore di Mimas ed Encelado) nel 1847, quando suggerì i nomi dei Titani e delle Titanidi, i fratelli e le sorelle di Crono (il Saturno greco). Giapeto è il terzo satellite di Saturno per dimensioni, è molto più lontano dal pianeta rispetto agli altri satelliti maggiori. Tra i grandi satelliti di Saturno, Giapeto è quello con la più alta inclinazione orbitale; solo i satelliti esterni irregolari, come Febe, hanno orbite caratterizzate da piani orbitali inclinati in modo significativo sull'equatore del pianeta. A causa di questa lontananza e dell'orbita inclinata, Giapeto è la sola grande luna dalla quale gli anelli di Saturno sarebbero ben visibili; dagli altri satelliti interni infatti, gli anelli sarebbero visti di taglio e difficili da scorgere. Visto da Giapeto, Saturno ha un diametro angolare di 1° 56' (quattro volte la dimensione della Luna vista dalla Terra). La bassa densità di Giapeto, pari a 1,083 g/cm³, indica che è composto principalmente da ghiaccio con una piccola quantità di materiali rocciosi. Misurazioni triassiali di Giapeto ne stimano le dimensioni radiali in 746 × 746 × 712 km³, con un raggio medio di 734,5±2,8 km[6]. Queste misurazioni sono relativamente inaccurate in quanto non tutta la superficie del satellite è stata fotografata ad alta risoluzione. A dispetto delle sue dimensioni appare evidente che la luna non è in equilibrio idrostatico, altrimenti la sua forma oblata potrebbe essere spiegata solo con un periodo di rotazione di circa 10 ore, mentre Giapeto attualmente ruota attorno al proprio asse molto più lentamente, con un periodo pari a 79 giorni terrestri. Una possibile spiegazione di questa discrepanza è che la luna si sia congelata poco dopo la sua formazione, quando la rapida rotazione ne schiacciava i poli; nel corso del tempo la rotazione avrebbe continuato a rallentare per via degli attriti mareali e la sua forma sarebbe rimasta invariata. La superficie di Giapeto ha una distintiva colorazione a due toni. Un emisfero è scuro (albedo 0,03-0,05) con una lieve colorazione rossastra, mentre l'altro emisfero è brillante (albedo 0,5, quasi quanto Europa). Questa differenza è così evidente che Cassini notò che poteva osservare Giapeto solamente su un lato di Saturno e non sull'altro. 

Le due parti della luna si dividono in realtà secondo uno schema simile a quello dei due lembi che compongono una palla da tennis, abbracciandosi l'un l'altra. La parte scura si chiama Cassini Regio, la parte chiara invece è divisa dall'equatore nella Roncevaux Terra (a nord) e nella Saragossa Terra (a sud). È probabile che i materiali scuri siano composti organici simili alle sostanze trovate in alcune meteoriti o sulle superfici di comete. L'origine di questo materiale non è attualmente nota, anche se sono state proposte numerose teorie. Anche lo spessore dello strato non è conosciuto con certezza; sull'emisfero scuro non ci sono crateri brillanti, quindi se lo strato scuro fosse sottile questo dovrebbe essere rinnovato di continuo, altrimenti un impatto meteoritico si spingerebbe oltre lo strato superficiale e rivelerebbe il materiale sottostante più brillante. È possibile che il materiale scuro provenga da qualche fonte interna, forse portata alla superficie da combinazioni di impatti meteoritici e vulcanismo. Questa teoria è supportata dall'apparente concentrazione del materiale sul fondo dei crateri. Siccome Giapeto è lontano da Saturno, è stato ipotizzato che potrebbe aver evitato gran parte del riscaldamento che le altre lune di Saturno hanno ricevuto durante la formazione del sistema solare. Quindi avrebbe potuto trattenere al suo interno metano o ghiaccio di ammoniaca, che più tardi eruttò sulla superficie, e poi annerì a causa della radiazione solare, particelle cariche e raggi cosmici. Un'indicazione di questo tipo di vulcanismo proviene da un anello di materiale scuro, di circa 100 chilometri in diametro, che si estende sul confine tra le due zone di Giapeto, simili strutture sulla Luna e su Marte sono il risultato di materiale vulcanico fluito in crateri di impatto con un picco centrale. Una teoria alternativa ipotizza che il materiale scuro provenga da Febe, o da altri satelliti esterni in rivoluzione retrograda, e sia stato liberato dalla superficie del satellite più piccolo da impatti di meteoritici. Febe è probabilmente l'origine del più largo fra gli anelli di Saturno finora scoperti, l'anello di Febe appunto, rivelato solo nel 2009 dalle osservazioni nell'infrarosso del telescopio spaziale Spitzer. Siccome la Cassini Regio corrisponde alla faccia che Giapeto rivolge in direzione del proprio moto orbitale, eccezion fatta per i poli, su di essa si sarebbero raccolti questi detriti. Tuttavia la superficie di Febe presenta una colorazione più grigia rispetto al materiale scuro di Giapeto, ed una composizione più simile alla sua superficie brillante, perciò l'arrivo del materiale da Febe spiega solo una piccola differenza di albedo, che dovrebbe essere accentuata da un processo posteriore. Quale che sia l'origine dei materiali scuri, infatti, l'opacità della superficie di Giapeto potrebbe essere eccentuata dalle radiazioni solari a causa del lungo periodo di rotazione della luna: mentre la parte ghiacciata le riflette meglio, quella scura si surriscalda maggiormente, facendo sublimare il ghiaccio e ogni eventuale elemento volatile, che tende a depositarsi sui poli o sull'emisfero opposto. durante il lunghissimo giorno di Giapeto la parte chiara della superficie arriva fino a 113 K circa, quella più scura fino a 128; questa differenza, seppur leggera, è sufficiente perché il ghiaccio si disperda in misura nettamente maggiore nella Cassini Regio che sul resto del satellite. Su tempistiche geologiche questo avrebbe accentuato la differenza di albedo fra le due aree. Un ulteriore mistero è stato scoperto quando la sonda Cassini fotografò Giapeto il 31 dicembre 2004 e rivelò la presenza di una cresta larga all'incirca 20 km ed alta 13 km che si estende per oltre 1300 km nella Cassini Regio, seguendo quasi perfettamente la linea equatoriale della luna. Alcuni picchi della cresta raggiungono i 20 km d'altezza e costituiscono alcune delle più grandi montagne del sistema solare. Alcune delle montagne più chiare nei pressi del bordo della Cassini Regio, che sembrano appartenere a questa cresta, erano già state viste nelle foto delle Voyager; tuttavia, queste ultime non furono in grado di fornire dettagli della regione oscura, dunque l'estensione del complesso geologico si è reso visibile solo di recente. L'immenso sistema crestale è altamente craterizzato, il che indica che è molto antico. Diverse ipotesi sono state prodotte riguardo alla sua origine. La cresta potrebbe essere nata al momento della sua formazione quando la luna ruotava molto più velocemente; quest'ipotesi è sostenuta dal team che ha seguito la missione Cassini ed implicherebbe che il giovane Giapeto ruotasse in un periodo di almeno 17 ore. Raffreddandosi, la luna ha mantenuto la cresta, anche sotto l'influenza delle maree di Saturno che ne hanno rallentato la rotazione alle attuali 79,33 giorni. La cresta equatoriale potrebbe essersi formata, secondo un'altra ipotesi, da materiale fuoriuscito in superficie dal sottosuolo e poi solidificatosi. È stato anche suggerito che Giapeto avesse potuto avere un anello, nei primi periodi della sua esistenza, un anello poi collassato gradualmente lungo la fascia equatoriale. Infatti, Giapeto ha un'importante sfera di Hill, il che giustificherebbe sia la presenza dell'anello nel proto-Giapeto che l'attrazione di altro materiale, anch'esso poi collassato sulla superficie. Un'ipotesi simile vede la cresta come il risultato dell'impatto di un satellite di Giapeto, spezzato dalle forze congiunte delle maree di Saturno e Giapeto stesso, per infine precipitare lungo l'equatore della luna. La cresta equatoriale sembra però troppo solida per essere il risultato di materiale precipitato dall'anello, senza contare che le immagini mostrano che è attraversata da faglie d'origine tettonica, il che non sembra confermare quest'ipotesi. La cresta potrebbe essere il risultato di un antico episodio di convezione. Questa ipotesi afferma che la cresta è in equilibrio isostatico tipico delle montagne terrestri. Significa che sotto la cresta c'è materiale a bassa densità. Il peso della cresta è compensato dalla forza di galleggiamento. Queste ipotesi, comunque, non spiegano perché la cresta si estenda per la sola Cassini Regio. La luna possiede numerosi crateri di notevoli dimensioni, alcuni dei quali sono stati scoperti grazie alle foto della sonda Voyager 2; solo con la Cassini è stato possibile rilevare la presenza di vasti crateri d'impatto nella regione oscura. Il più grande, Turgis, possiede un diametro di 580 km (due quinti di quello della luna) ed è uno dei più vasti del sistema solare. L'orlo del cratere è molto ripido e parte della scarpata supera i 15 km d'altezza.


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