Planétologie/Les satellites de Saturne

Comme pour Jupiter, le système saturnien est l'ensemble des corps et anneaux qui orbitent autour de Saturne. Outre les célèbres anneaux de Saturne, ce système contient un grand nombre de satellites : environ 200, plus que Jupiter ! C'est le plus grand nombre de satellites par planète de tout le système solaire. Certains se situent dans les anneaux mais d'autres en sont séparés.

Les scientifiques ont classé les satellites en plusieurs catégories suivant la forme de leurs orbites. Sans rentrer dans les détails, nous allons regrouper les satellites en deux groupes : les satellites dits réguliers et les irréguliers. Les premiers ont une orbite peu inclinée et peu excentrique alors que les satellites irréguliers ont une orbite fortement inclinée et/ou fortement excentrique. Là où les premiers se sont formés en même temps que Saturne, par condensation d'un disque protoplanétaire, les satellites irréguliers proviennent de petits corps capturés par la gravité de Saturne.

Les satellites irréguliers de Saturne sont classés en trois groupes, en fonction de l'inclinaison et de l'excentricité de leur orbite : le groupe inuit, le groupe Norse et le groupe Gallic. Ces groupes correspondent à des satellites qui proviennent d'un corps parent brisé en morceaux par les forces de marées ou les collisions. Les astéroïdes capturés, qui se sont mis en orbite autour de Saturne, ne sont pas restés bien longtemps en un seul morceau. Ils se sont brisés sous l'effet des forces de marées (passage en-deça la limite de Roche, qu'on verra dans quelques chapitres), ou alors à cause de collisions avec d'autres astéroïdes. Le résultat est que les débris sont restés sur une orbite proche de l'astéroïde initial, du corps parent.

Les satellites principaux[modifier | modifier le wikicode]

Dans cette section, nous allons parler de tous les satellites, à l'exception de Titan et d'Encelade. La raison à cela est que ces deux satellites sont assez particuliers et se démarquent des autres. Là où tous les autres satellites sont fortement cratérisés, Encelade a une géologie encore mal comprise qui a effacé la totalité des cratères d'impacts à sa surface. Pour Titan, son atmosphère est totalement inédite. Là où les autres satellites de Saturne ne sont pas assez massifs pour avoir une atmosphère, Titan a une atmosphère dense (pour un satellite). De plus, la chimie de l'atmosphère de Titan est absolument fascinante, comme nous le verrons plus tard.

Si on omet Titan et Encelade, les autres satellites ne sont pas aussi spectaculaires. Leur géologie est inexistante ou alors mineure, et la surface est surtout façonnée par les cratères d'impacts et des variations d'albédo. L'analyse spectroscopique de la lumière qu'ils renvoient nous dit que leur surface est recouverte de glace d'eau. Leur intérieur est vraisemblablement formé d'un mélange d'eau et de silicates, plus ou moins bien différencié. Les petits satellites ne sont pas différencié, ou alors très peu, ce qui signifie que la glace d'eau et les roches s’entremêlent et ne sont pas séparés dans des couches distinctes. Pour les plus gros satellites, si on se base sur les mesures gravimétriques, la séparation glace/roche est partielle. Leur cœur serait principalement rocheux, avec une faible portion de glace, alors que leur surface serait surtout composée de glace avec un peu de roches.

Les petits satellites réguliers[modifier | modifier le wikicode]

Les petits satellites ont une forme assez irrégulière, très loin d'être sphériques ou ellipsoïdaux, ce qui montre qu'ils ne sont pas en équilibre hydrostatique. Ce seraient des rubble pile, à savoir des astéroïdes formés de fragments lâchement joints les uns aux autres par la gravité, laissant beaucoup de vides entre les fragments. Ils sont fortement cratérisés.

L'analyse de la lumière qu'ils renvoient nous donne des indices sur leur composition chimique. Globalement, ce sont des corps partiellement rocheux, partiellement glacés et riches en glaces d'eau. Globalement, ce sont des boules de glaces contenant un peu de roches solides. Ils ont tous un albédo assez fort (ils réfléchissent beaucoup de lumière) en raison de leur forte teneur en glace, à l'exception d'Hypérion qui serait recouvert d'une couche de matière noire. Leur surface montre cependant des portions sombres, surtout au fond des cratères, qui seraient liées à la présence de matière sombre, potentiellement organique.

Les gros satellites réguliers[modifier | modifier le wikicode]

Les satellites de plus grande taille ont une forme sphérique/ellipsoïdale, car ils ont atteint une gravité suffisante pour se sphériser. Leur surface montre des cratères d'impact, mais aussi d'autres structures géologiques encore mal comprises. Par exemple, on observe des canyons à leur surface et de nombreuses falaises de glace. Les cratères sont généralement de petite taille, comparé à la taille du satellite, mais il existe quelques exceptions. Et à ce petit jeu, le satellite Mimas est de loin d'exception la plus impressionnante, avec un cratère d'impact de 130 kilomètres de diamètre, pour un satellite de 400 kilomètres de diamètre (environ).

Quant aux failles, leur origine est incertaine, mais les astronomes ont une explication qui s'applique bien au cas du satellite Rhéa. L'idée est que la glace de ces satellites s'est compressée sous l'effet de la pression. Elle est passée d'une phase cristalline à une autre phase plus dense. Vu que le phénomène s'est produit dans tout le satellite, ce dernier a diminué de volume et s'est contracté, donnant naissance à des failles de contraction sur sa surface. Le phénomène est similaire à l’origine des failles de Mercure, sauf qu'ici la contraction a été produite par changement de phase de la glace et non par refroidissement.

Sur la plupart des gros satellites de Saturne, on observe des régions où la coloration est légèrement différente des terrains avoisinants.

Le cas le plus frappant est observé sur le satellite Iapetus, où une face du satellite montre une tache sombre. Sur ce satellite, un hémisphère est complètement sombre, alors que l'autre est blanc avec quelques zones sombres. L'origine de ce contraste serait une histoire de sublimation/vaporisation de la glace de surface sur l'hémisphère sombre. La glace serait restée telle qu'elle sur l'hémisphère blanc, alors qu'elle se serait vaporisé dans l'hémisphère sombre. En se vaporisant, la glace aurait laissé derrière elle une couche de matériaux rocheux sombres, riches en matière carbonée. La couche sombre a une épaisseur très petite, d'à peine quelques centimètres, guère plus.
Les images montrent un phénomène similaire sur le satellite Téthys qui montre une face légèrement jaune/rouge. L'origine de ces accumulations de matières colorées est mal comprise, mais les scientifiques suspectent que les anneaux de Saturne seraient responsables. La matière qui colore les satellites proviendrait des anneaux, sortirait des anneaux pour diverses raisons, et s'accumulerait sur les satellites qui croisent sa trajectoire.

Les satellites Dioné et Rhéa montrent tous deux une différence entre leurs deux hémisphères : l'un est criblé de cratères, alors que l'autre est plutôt lisse. Sur Rhéa, on distingue l'hémisphère arrière et l'avant, l'avant étant cratérisé et clair, alors que l'arrière est lisse et sombre. L'hémisphère arrière est aussi parsemé de trainées claires, aux origines encore mal comprises, qui contrastent avec la surface sombre et lisse. On observe la même chose sur Dioné, même si la différence de cratérisation entre les deux hémisphères est moins flagrante.

Le satellite Encelade[modifier | modifier le wikicode]

Encelade est un satellite de Saturne, le quatorzième en partant de Saturne. Son orbite autour de Saturne a un diamètre d'environ 180 000 kms, ce qui fait qu'il orbite à l'intérieur de l'anneau E (le plus éloigné de Saturne). L'orbite en question est peu inclinée et est presque circulaire. Il est en rotation synchrone avec Saturne, ce qui fait qu'il montre toujours la même face à Saturne. C'est un petit satellite, d'environ 500 kilomètres de diamètres, ce qui en fait le plus petit satellite sphérique de Saturne (tous les autres ont une forme irrégulière). Si ces caractéristiques physiques sont sommes toutes assez banales, c'est surtout la géologie d'Encelade qui est intéressante.

La surface d'Encelade et son cryovolcanisme[modifier | modifier le wikicode]

La surface d'Encelade est composée presque exclusivement de glace. Elle ne montre que peu de cratères d’impact, ce qui signifie que quelque chose a renouvelé sa surface il y a peu. Les cratères d'impacts existants sont répartis d'une manière assez bizarre : certaines zones sont très cratérisées, alors que le reste de la planète a une surface assez lisse. Quoique lisse est un bien grand mot : les terrains d'Encelade sont parcourus par des plissements, des crevasses, des rides, des sillons, des lignes de terrains aux origines encore inconnues. Ces terrains ont un âge assez faible, de moins de 100 millions d'années d'après certaines estimations. Grossièrement, la surface d'Encelade est recouverte par quatre types de structures : les cratères, les plaines (planitia), les fosses (fossae) - des dépressions et rifts de petite taille - et les sulci, des bandes plissées de grande taille.

Au niveau du pôle sud, se trouve une région dépourvue de cratères, qui semble d'être formée récemment. La glace à cet endroit a une coloration légèrement différente du reste du satellite, surtout quand on l'observe dans les ultraviolets et les infrarouges. L'explication serait que la glace du pôle sud serait de la glace cristalline, alors que le reste du satellite serait recouvert de glace amorphe et de fragments de glace plus petits. Dans les autres régions, la glace d'Encelade a été réduite en un fin régolite glacé par les impacts de météorites, ou rendue amorphe par l'effet des ultraviolets solaires. Mais dans le pôle sud, cela n'a pas encore eu le temps d'arriver et la glace récemment formée est restée cristalline.

Au centre de la région du pôle sud, se trouvent quatre fractures de grande taille, parallèles les unes aux autres, appelées les rayures de tigre (Tiger straps). Les rayures de tigre, et la région du pôle sud en général, sont le lieu d'un volcanisme particulier où les volcans crachent non pas de la lave, mais de l'eau et de la glace : le cryovolcanisme. Celui-ci prend la forme de geysers, des fontaines de gaz et d'eau émises par des fentes ou des trous dans le sol d'Encelade. En raison de ce volcanisme, le pôle sud émet régulièrement des plumes de vapeur d'eau, visibles depuis l’espace.

L'intérieur d'Encelade[modifier | modifier le wikicode]

L'intérieur d'Encelade n'est pas bien connu. Les mesures indirectes (calcul du volume et de la masse) nous disent qu'Encelade a une densité supérieure à celle de la glace, qui colle assez bien avec un mélange de 50% d'eau et de 50% de roches silicatées. Mais impossible de savoir, pour le moment, de savoir si le satellite s'est différencié. On ne dispose pas encore de mesures gravimétriques, ni d'autres observations qui nous permettent de trancher sur sa structure interne. Les dimensions du satellites nous disent qu'il n'est pas en équilibre hydrostatique, ce qui complique l'interprétation des rares données existantes.

À l'heure actuelle, on suppose qu'Encelade devrait avoir un cœur rocheux surmonté par une couche de glaces et d'eau. Il a été supposé qu'un océan d'eau liquide existerait entre la glace de surface et le cœur rocheux. Cela expliquerait l'existence des geysers du pôle sud (bien qu'il existe des explications alternatives). Il est possible qu'il existe un océan d'eau liquide localisé sous le pôle sud, ce qui expliquerait pourquoi seul le pôle sud est le lieu d'une activité cryovolcanique et qu'on ne trouve des geysers qu'à cet endroit. Mais si l'océan se plonge sous toute la surface d'Encelade, cela expliquerait la tectonique d'Encelade. Les plis/failles sur sa surface seraient liés aux mouvements de l'océan de subsurface, qui emporterait la glace susjacente et la déformerait. Mais pour le moment, tout cela n'est que suppositions et les mécanismes à l'origine de cet océan sont encore mal compris, malgré les quelques pistes connues (réactions chimiques exothermiques, effets de marée, radioactivité, autres).

L'atmosphère d'Encelade et l'anneau E de Saturne[modifier | modifier le wikicode]

Les émissions des geysers sont à l'origine d'une atmosphère. La faible atmosphère d'Encelade est surtout composée par les émissions des geysers et a donc une composition chimique similaire. En théorie, Encelade ne devrait pas avoir d'atmosphère, du fait de sa faible masse. Si une atmosphère se mettait en place, elle s'évaporerait par échappement gravitationnel en quelques milliers d'années. Mais le volcanisme compense l'échappement gravitaire par un afflux régulier de vapeur d'eau et de gaz. Mais l'atmosphère en question n'est présente que là où les geysers sont en quantité suffisante, c’est-à-dire au pôle sud. Les autres régions d'Encelade ne sont pas surmontées par une atmosphère, ou alors celle-ci est tellement ténue qu'elle est en est négligeable.

En outre, les émissions des geysers se retrouvent satellisés sur l'orbite d'Encelade et se dispersent dans les anneaux de Saturne. Précisément, ils sont la source principale de gaz pour l'anneau le plus éloigné de Saturne, l'anneau E. C’est pour cela que la densité de l'anneau E est bien plus forte sur l'orbite d'Encelade et diminue progressivement en s'éloignant du satellite. Les particules de l'anneau peuvent ensuite se condenser sur les satellites présents dans l'anneau. Par exemple, une bonne partie de la vapeur d'eau de l'anneau E se retrouve dans l'atmosphère de Titan, un des satellites qui orbite dans l'anneau E.

Les geysers d'Encelade émettent surtout de la vapeur d'eau, mais aussi d'autres molécules assez diverses. On y trouve du méthane, du monoxyde de carbone, du dioxyde de carbone et divers composés organiques.

Le satellite Titan[modifier | modifier le wikicode]

Titan est le plus gros satellite et il est 20 fois plus massif que tous les autres satellites combinés. Il est légèrement plus gros que Mercure, mais a un poids largement inférieur, d'environ 40% la masse de Mercure. On devine donc que sa densité est bien plus faible que celle de Mercure, ce qui s'explique si Titan est composé d'un mélange de glaces (peu denses) et de roches (denses). D'après des calculs simples et approximatifs, Titan serait composé pour moitié de glaces et pour moitié de roches. Il est supposé que la glace et les roches se sont différenciées, donnant un cœur rocheux et une couche de surface glacée. Il existerait un océan liquide entre deux couches de glaces, comme sur Europe.

La chimie de Titan[modifier | modifier le wikicode]

Étonnamment, la masse de Titan est suffisante pour conserver une atmosphère et c'est d'ailleurs le seul satellite du système solaire à être dans ce cas. On connait l'atmosphère de Titan par l'analyse du spectre de la lumière qu'il nous renvoie, ainsi que par les analyses des sondes qui se sont posées sur Titan. Ces résultats nous disent que l'atmosphère de Titan est surtout composée d'azote et d'hydrocarbures (méthane, éthane, autres), ce qui la place dans la catégorie des atmosphères réductrices (voir le chapitre sur les atmosphères planétaires, pour rappel). L'azote est clairement le composant dominant, suivi par de faibles quantités de méthane, puis d'autres hydrocarbures (éthylène, acétylène, méthyl-acétylène, autres). Pour donner des chiffres, l'atmosphère de Titan est composée à 97% d'azote, à 2.7% de Méthane, à 0.1–0.2% d'hydrogène.

Les mesures de la sonde Cassini montrent que Titan reçoit un apport régulier en oxygène, plus précisément en ions oxygènes ${\ce {O+}}$ , qui provient probablement du satellite Encelade. L'oxygène ainsi apporté réagit avec le carbone pour donner du monoxyde de carbone et du dioxyde de carbone. Cependant, le dioxyde de carbone est rare dans l'atmosphère de Titan, de même que l'oxygène et le dioxyde de carbone, et leur concentration reste approximativement stable. La raison à cela est que les réactions chimiques entre oxygène, carbone et nitrates piègent carbone et oxygène dans du CO₂. Le CO₂ étant très lourd, il se condense dans des gouttelettes liquides, tombe au sol et s’intègre dans la glace. Le carbone et l'oxygène sont donc lessivés de l'atmosphère et piégés dans le sol. Voici les réactions chimiques qui mènent au piégeage du CO₂ sur Titan :

${\ce {O + CH_3 -> H_2CO + H}}$
${\ce {H_2CO + h\nu -> CO + H_2}}$ ou encore ${\ce {H_2CO + h\nu -> CO + 2H}}$
${\ce {CO + OH -> CO_2 + H}}$

Le méthane est responsable d'un effet de serre qui augmente quelque peu la température de surface de Titan. Grâce à l'effet de serre, la température de Titan est de 90,6 kelvins, soit −179,6 °C. La température est tellement faible qu'il n'y a pas d'eau dans l'atmosphère : toute la vapeur d'eau a gelé depuis longtemps et s'est retrouvé dans le sol et les profondeurs. Comme sur Terre, l'effet de serre est partiellement compensé par les brumes et les nuages, qui interceptent le rayonnement solaire avant qu'il n’atteigne le sol. Mais l'effet des nuages et des brumes sur la température est encore plus marqué sur Titan. Là où près de 60% du rayonnement solaire incident arrive au sol, seul 10% du rayonnement atteint le sol sur Titan. Les brumes rendent l'atmosphère très opaque, au point que l'on ne peut pas voir la surface du satellite en lumière visible. Fait étonnant, le côté jour est plus froid que le côté nuit du satellite, mais les astronomes ne savent pas encore bien pourquoi.

Malgré la distance au Soleil, le rayonnement solaire est suffisant pour photolyser le méthane de Titan et le faire disparaitre de l'atmosphère en quelques dizaines de millions d'années. Sa présence indique donc que les produits de la photolyse du méthane sont recyclés pour redonner du méthane, par des processus encore mal connus. Les produits de la photolyse du méthane sont surtout de l'acétylène, de l'éthylène et de l'éthane, qui se condensent dans les nuages. De nombreuses réactions donnent naissance à des tholins, des composés carbonés complexes, qui se condensent sous forme de particules solides, qui sédimentent à la surface de Titan. La couleur orange de l'atmosphère serait d'ailleurs due à ces tholins.

L'atmosphère de Titan[modifier | modifier le wikicode]

L'atmosphère de Titan est structurée comme sur Terre, avec quatre couches. Mais en raison de la plus faible gravité de Titan, les couches sont plus épaisses que sur Terre, l'atmosphère s'étalant plus loin dans l'espace. La surface est recouverte par endroits d'une brume d'éthane, un gaz lourd qui coule dans l'atmosphère et s'accumule au niveau du sol. Au-dessus, on trouve une couche de nuages, à une altitude de 25-35 kilomètres. Plus haut, à une altitude de 60 à 80 kilomètres, se forme une brume de particules et de gouttelettes condensées. Le tout est surmonté par une brume de tholins, des composés organiques formés dans la haute atmosphère par l'action du rayonnement solaire.

Titan a aussi une ionosphère développée, bien plus complexe que sur Terre. Les observations réalisées par les sondes montrent qu'elle est composée de 7 couches distinctes, là où la Terre en a au maximum 4.

Diverses observations ont montré qu'il existe des substances liquides à sa surface, comme sur Terre. La troposphère est le lieu d'une forte activité météorologique. Le méthane présent dans l'atmosphère se condense en nuages à une altitude de 25-35 kilomètres, nuages qui génèrent des pluies de méthane et d'hydrocarbures. Ces pluies atteignent la surface de la planète et sont à l'origine de fleuves, de rivières, de lacs de grande taille. Titan abrite un cycle du méthane de la même manière qu'il y a un cycle de l'eau sur Terre. Et cela n'est pas sans conséquences sur la surface de Titan et sa géologie, comme nous allons le voir dans la section suivante.

La surface de Titan[modifier | modifier le wikicode]

Les nuages de Méthane cachent la surface de Titan, mais l'observation via des infrarouges et ultraviolets montre des structures qui trahissent la présence de liquides. On y voit des lacs, des rivières, des fleuves et d'autres structures du genre. Le liquide de ces lacs et rivières est supposé être des hydrocarbures liquides. Naturellement, l'érosion par ces liquides a effacé toute trace de cratères d'impacts, totalement absents à la surface de Titan.

Outre les lacs et rivières, on observe des formes géologiques sculptées par les vents atmosphériques, comme des dunes.

La surface de Titan est assez bien structurée de l'équateur vers les pôles. L'équateur est le domaine des dunes, les pôles sont le domaine des lacs, et l'entredeux est surtout composé de plaines. Cette répartition est causée par l'atmosphère. Les précipitations sont maximales vers les pôles, ce qui donne naissance aux lacs polaires. Pour l'équateur, les vents y sont bien plus forts qu'ailleurs alors que les précipitations y sont mineures, ce qui donne naissance à un désert dunaire équatorial. Entre les deux, l'érosion et les précipitations y sont faibles, ce qui en fait un désert plat, sans topographie notable.

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