Planétologie/Les satellites et anneaux planétaires

Planétologie

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Les satellites

• Les satellites et anneaux planétaires
• Le satellite de la Terre : la Lune
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Les petits corps et planètes naines

• Les météorites
• Les astéroïdes
• Les objets transneptuniens : plutoïdes et comètes

Les planètes sont des astres massifs, dont la gravité est suffisante pour attirer des petits corps vers elles. Dans la plupart des cas, les objets attirés s'écrasent sur la surface des planètes et forment un cratère d'impact. Mais il arrive que des petits corps entrent en orbite autour d'une planète, comme les planètes autour du Soleil. Les corps qui orbitent autour des planètes sont nombreux et ont des tailles variées, mais on peut classer en trois grands types :

• les astéroïdes isolés, de petite taille, qui orbitent autour d'une planète ;
• les anneaux planétaires, des disques formés d’astéroïdes qui entourent une planète ;
• les satellites naturels, de gros corps qui ont acquis une taille suffisante pour devenir sphériques.

Dans ce qui va suivre, nous ne parlerons pas des astéroïdes isolés, ceux-ci n'ayant pas grand-chose pour se démarquer de leurs congénères qui orbitent autour du Soleil. Nous allons par contre nous attarder sur les anneaux planétaires et les satellites.

Les satellites planétaires

Les satellites sont des petits corps qui orbitent autour d'une planète ou d'un petit corps. Le plus connu est certainement le satellite de la Terre : la Lune ! Par analogie, les autres satellites sont souvent appelés des lunes : on parle ainsi couramment des lunes de Jupiter, de Saturne, etc. Le nombre total de satellite dans le système solaire est estimé à plus de 500, avec 170 satellites sont confirmés. Ils vont de petits satellites à peines visibles sur un télescope, à des satellites de la taille d'une planète naine. La plupart tournent autour de planètes, la majorité tournant autour de planètes gazeuses, plus massives. Une petite minorité des satellites orbite autour d'une planète naine, comme la lune de Pluton nommée Charon, et d'autres autour d’astéroïdes ! Ces derniers portent le nom de lunes astéroïdales. Seules Mercure et Venus n'ont pas de satellites confirmés.

Lunes du système solaire.

L'origine des satellites planétaires

La recherche sur l'origine des satellites réguliers est encore en cours, mais les scientifiques savent que satellites et anneaux planétaires se forment suivant les mêmes mécanismes. Un satellite régulier est généralement le résultat de la condensation d'un anneau planétaire en un corps unique. Rassemblez les petits corps d'un anneau et vous obtenez un satellite. Il va donc de soi que les mécanismes qui permettent de former des anneaux sont aussi ceux qui donnent naissances aux satellites.

Concept artistique de collision entre deux corps planétaires de HD 172555

Les scientifiques ont déjà identifié plusieurs mécanismes de formation pour les satellites. Dans les grandes lignes, soit il se forme suite à un impact de météorite extrêmement puissant, soit il se forme en même temps que sa planète, soit le satellite est capturé quand il passe dans le voisinage de la planète.

• Dans le premier cas, il se produit un impact de météorite sur une planète tellurique. Si l'impact est de forte puissance, limite cataclysmique, de nombreux débris vont être projetés dans l’espace par la force de l'impact. Une fois satellisés, ces débris pourront se mettre à orbiter autour de la planète, formant un anneau planétaire. Ces débris pourront s'accréter par la suite, donnant une Lune. Ce mécanisme est similaire au précédent, les deux impliquant l'accrétion de petits corps orbitant autour d'une planète. La seule différence est l'origine des petits corps : débris d'un impact d'un côté, résidu de nébuleuse planétaire de l'autre.
• Dans le second cas, le satellite se forme comme toute planète ou tout petit corps, par accrétion de planétésimaux, par condensation d'un anneau/disque de gaz et de poussières qui encercle la planète. Lors de la formation du système solaire, la planète s'entoure d'un disque de gaz et de poussière qui tourne avec elle. Le phénomène est sensiblement le même que pour la formation des planètes autour du Soleil, mais en remplaçant le Soleil par la planète et les planètes par les satellites. Il peut donc se former un disque planétaire, composé de gaz et de petits corps, qui encercle la planète. Ce disque forme des anneaux planétaires et des satellites, après évacuation/condensation du gaz.
• Dans le troisième cas, le satellite, égaré dans l'espace, passe à proximité de la planète et se met alors à orbiter autour d'elle. Les satellites capturés se reconnaissent à leur forme, relativement irrégulière, et à leur orbite qui les classe parmi les satellites irréguliers. Le scénario qui nous intéresse est le premier, car c'est le plus intéressant à étudier.

Les orbites des satellites : satellites réguliers et irréguliers

Les scientifiques ont classé les satellites en deux catégories suivant la forme de leurs orbites : les satellites dits réguliers et les irréguliers. Les premiers ont une orbite peu inclinée et peu excentrique. À l'inverse, les satellites irréguliers ont une orbite fortement inclinée et/ou fortement excentrique. Pour ce qui est de l'inclinaison, les satellites réguliers ont une orbite située dans un même plan, proche du plan de l'équateur de la planète, sur lequel on retrouve aussi les anneaux planétaires et les astéroïdes primordiaux. En comparaison, les astéroïdes capturés ont une orbite fortement inclinée par rapport à ce plan. C’est la première différence entre satellites réguliers et irréguliers : les satellites réguliers sont localisés dans le plan équatorial de la planète, alors que les satellites irréguliers ne le sont pas. La seconde différence est que l'orbite des satellites réguliers est presque circulaire, alors que celle des irréguliers est fortement elliptique.

Les satellites réguliers semblent s'être formés en même temps que la planète autour de laquelle ils orbitent, par condensation d'un disque de gaz encerclant la planète. Le plan dans lequel ils orbitent n'est autre que le plan du disque qui entourait autrefois la planète. Cela explique pourquoi les satellites sont sur des orbites peu inclinées : leur orbite a peu évolué depuis leur formation et ils restent donc dans le plan du disque protoplanétaire. À l'opposé, les satellites irréguliers sont souvent des astéroïdes ou des comètes, qui ont été déviés de leur orbite par la gravité et qui se sont mises en orbite autour de la planète. C'est ce qui explique leur orbite, fortement inclinée et excentrique, les astéroïdes capturés arrivant de n'importe où.

Les anneaux planétaires

Certaines planètes sont entourées par des anneaux planétaires, des disques de petits corps qui entourent une planète. Ils sont surtout présents autour de planètes suffisamment massives, ce que nous expliquerons dans ce chapitre. Dans le système solaire, toutes les planètes géantes sont entourées d'anneaux. Ils sont majoritairement composés de petits corps, de poussières, d'astéroïdes, de blocs de glace, de gaz diffus, etc. Les petits corps des anneaux sont soit des particules solides, silicatées et/ou métalliques, soit des blocs de glace, soit un mélange des deux. Ce peu être des particules rocheuses recouvertes de glaces, ou des particules composées d'un mélange de roche et de glace en proportions variables. Pour donner quelques exemples, les anneaux de Jupiter sont surtout composés de poussières solides, les anneaux de Saturnes sont presque exclusivement composés de glaces d'eau, et les anneaux d'Uranus et de Neptune sont un mélange des deux avec une dominance des particules glacées.

Anneaux planétaires des quatre géantes gazeuses.

La formation des anneaux et la limite de Roche

On a vu plus haut que les anneaux et satellites peuvent se former par évolution d'un disque protoplanétaire. On peut alors se demander ce qui pousse ce disque à évoluer en anneau ou en satellite. La réponse à cela tient dans les effets de marée, qui peuvent empêcher un satellite de se former. Si le futur satellite est situé à une grande distance, les effets de marées seront faibles (vu que la gravité diminue comme le carré de la distance) : le satellite se formera ou sera préservé. Par contre, en-deça d'une certaine distance, les forces de marée disloqueront le satellite ou l’empêcheront de se former. Cette distance limite est appelée la limite de Roche.

De même, les effets de marées peuvent totalement disloquer un satellite qui s'approcherait trop près d'une planète, donnant naissance à un chapelet de petits corps, voire à un anneau planétaire. Il arrive en effet que des satellites se forment au-delà de la limite de Roche, mais finissent tout de même par l'atteindre. Dans ce cas, les forces de marées démantèlent le satellite en petits corps qui vont se mettre à orbiter autour de la planète. Leur orbite reste très proche de la limite de Roche et ils forment alors un anneau de petits corps qui entoure la planète. Il faut néanmoins préciser que tous les anneaux planétaires ne se forment pas de cette manière, d'autres se formant directement lors de la formation de la planète, dans le disque qui l'entoure.

On peut en donner une valeur très approchée en faisant quelques approximations. La valeur que nous obtiendrons sera cependant loin d'être valide en réalité, des satellites pouvant se trouver plus près que prévu que les prochains calculs. La faute aux forces de cohésion, mal modélisées dans les calculs suivants. En ajoutant quelques hypothèses, on peut arriver à une formule de ce type :

$d\propto R\cdot {\sqrt[{3}]{\frac {p_{pla}}{p_{sat}}}}$, avec R le rayon de la planète, $p_{pla}$ la densité de la planète et $p_{sat}$ la densité du satellite.

La constante multiplicative dépend du modèle exact utilisé. Dans ce qui va suivre, nous allons donner deux démonstrations différentes, basées sur des modèles légèrement différents. Pour faire le calcul, partons d'un satellite qui orbite autour d'une planète, sur une orbite circulaire, sans obliquité ni rotation propre. Aussi bien la planète que le satellite sont considérés comme sphériques. Enfin, supposons que seules les forces de gravité font tenir le satellite d'un seul tenant : aucune autre force n'assure la cohésion de l’astéroïde, les forces de cohésion de nature électromagnétiques comme les forces de Van Der Walls sont négligées.

Le modèle de Roche

Pour simplifier les calculs, nous allons remplacer le satellite de masse $m$ par deux petits corps de masse $m \over 2$. Les centres de ces deux satellites sont séparés par le double du rayon du satellite : dit autrement, ces deux petits corps sont collés d'un à l'autre. Le point de contact de ces deux corps est aussi le centre de masse deux satellites, ce qui fait qu’on peut calculer les forces de gravité que subit le satellite en postulant que toute sa masse est rassemblée à ce oint de contact, au centre du satellite réel. Ces deux petits corps sont attirés par leur propre masse : le premier attire le second et ainsi de suite.

La force de cohésion est égale à la somme de la force du premier corps sur le second et de la force du second sur le premier. Elle vaut donc :

$F_{cohesion}={\frac {Gm^{2}}{(2r)^{2}}}={\frac {Gm^{2}}{4r^{2}}}$

Vu que les deux petits corps sont situés à des distances différentes de la planète, il existe une différence entre la force de gravité subie par le corps le plus proche, et le corps le plus lointain. Cette différence de force est appelée l'effet de marée. On a vu dans le chapitre sur la gravité que celle-ci vaut :

$F_{maree}=GMm{\frac {4r}{d^{3}}}$

La limite de Roche est la distance où force de marée et force de cohésion s'égalisent. On a donc :

$GMm{\frac {4r}{d^{3}}}={\frac {Gm^{2}}{2r^{2}}}$

Simplifions par $GM$ :

$M{\frac {4r}{d^{3}}}={\frac {m}{2r^{2}}}$

Quelques manipulations algébriques nous donnent :

$d^{3}=16r^{3}{\frac {M}{m}}$

Quelques manipulations algébriques nous donnent enfin la limite de Roche :

$d=r{\sqrt[{3}]{16{\frac {M}{m}}}}$

À noter qu'il est possible de calculer la limite de Roche avec d'autres facteurs que la masse du satellite et de la planète, ou encore le rayon du satellite. Ces paramètres sont généralement peu précis et mal connus, contrairement à la densité et au rayon de la planète. Dans ces conditions, quelques manipulations algébriques permettent de formuler la limite de Roche à partir de ces paramètres. Pour cela, notons $p_{pla}$ la densité de la planète et $p_{sat}$ la densité du satellite. On a alors, d'après la formule du volume d'une sphère :

${\frac {M}{m}}={\frac {R^{3}}{r^{3}}}{\frac {p_{pla}}{p_{sat}}}$

En injectant dans la formule de la limite de Roche précédente, on a :

$d=r{\sqrt[{3}]{16{\frac {R^{3}}{r^{3}}}{\frac {p_{pla}}{p_{sat}}}}}$

Ce qui se simplifie en :

$d=R{\sqrt[{3}]{16{\frac {p_{pla}}{p_{sat}}}}}\approx 2.519\times R{\sqrt[{3}]{\frac {p_{pla}}{p_{sat}}}}$

Le modèle du caillou

Une autre dérivation est celle dite du modèle du caillou. Celle-ci compare la force de gravité que subit un corps (un caillou, par exemple), posé à la surface du satellite. Le caillou est soumis à la fois à la gravité de la planète et du satellite. Si la force de gravité de la planète est plus forte que celle du satellite, celui-ci se disloquera, ses éléments étant plus attirés par la planète que par les forces de cohésion internes.

On suppose que le satellite est situé à une distance $d$ de la planète (en partant du centre du satellite), le caillou est situé à une distance $r$ du centre du satellite.

Schéma de la situation étudiée dans les paragraphes suivants.

La force de gravité causée par le satellite est égale à :

$F_{\text{satellite}}={\frac {G\cdot M_{\text{satellite}}\cdot m_{\text{caillou}}}{r^{2}}}$

La force de gravité causée par la planète est égale à :

$F_{\text{planete}}={\frac {G\cdot M_{\text{planete}}\cdot m_{\text{caillou}}}{(d-r)^{2}}}$

La limite de Roche est la distance D où ces deux forces sont égales. Ce qui donne :

${\frac {G\cdot M_{planete}\cdot m_{caillou}}{(D-r)^{2}}}={\frac {G\cdot M_{satellite}\cdot m_{caillou}}{r^{2}}}$

En simplifiant, on a :

${\frac {M_{planete}}{(D-r)^{2}}}={\frac {M_{satellite}}{r^{2}}}$

On peut alors exprimer la masse de la planète et du satellite et fonction de leur rayon et de leur densité :

$\left[{\frac {4}{3}}\pi \cdot {R_{\text{planete}}}^{3}\cdot \rho _{\text{planete}}\right]{\frac {1}{(D-r)^{2}}}=\left[{\frac {4}{3}}\pi \cdot r^{3}\cdot \rho _{\text{satellite}}\right]{\frac {1}{r^{2}}}$

En simplifiant, on a :

${R_{\text{planete}}}^{3}\cdot {\frac {\rho _{\text{planete}}}{(D-r)^{2}}}=r^{3}\cdot {\frac {\rho _{\text{satellite}}}{r^{2}}}$

Prenons la racine troisième :

$R_{\text{planete}}\cdot {\sqrt[{3}]{\frac {\rho _{\text{planete}}}{(D-r)^{2}}}}=r\cdot {\sqrt[{3}]{\frac {\rho _{\text{satellite}}}{r^{2}}}}$

Après de longs calculs, on doit trouver que :

$D=R{\sqrt[{3}]{2{\frac {p_{pla}}{p_{sat}}}}}\approx 1,260\times R{\sqrt[{3}]{\frac {p_{pla}}{p_{sat}}}}$

La dynamique des anneaux planétaires

Les anneaux planétaires ne sont pas éternels et figés, mais sont des structures dynamiques. En règle général, quand un anneau se forme, la poussière orbite autour de la planète en suivant une orbite elliptique, mais cela ne dure pas. En effet, les petits corps qui forment l'anneau sont soumises au rayonnement solaire et à d'autres processus physiques qui changent leur orbite. Des effets comme l'entrainement de Poynting-Robertson et la pression de radiation, ou encore l'effet Yarkovsky, modifient les orbites des poussières. En conséquence, elles se mettent à spiraler vers la planète ou au contraire s'en éloignent. La conséquence est que les anneaux se vident progressivement, ils perdent de la matière régulièrement et s'étendent dans l'espace.

Le comportement de a matière dans l'anneau est assez simple à modéliser et on arrive à décrire correctement le comportement de l'anneau avec la mécanique des fluides. La matière de l'anneau, bien que solide, se comporte globalement comme un fluide dont les particules seraient les poussières et les petits corps de l'anneau. La mécanique des fluides nous dit que ce fluide a une certaine viscosité, celle-ci décrivant à quelle vitesse s'écoule le fluide, à quel point il est mou/fluide. Une faible viscosité se traduit par un comportement proche d'un liquide, alors qu'une forte viscosité trahit un fluide assez mou. La viscosité du fluide est liée à trois phénomènes distincts. En premier lieu, les poussières de l'anneau s'entrechoquent et entrent régulièrement en collision les unes avec les autres. Cela entraîne l'apparition d'un premier terme de viscosité. En second lieu, chaque particule garde son moment cinétique, même si elle change d'orbite, ce qui entraîne des phénomènes cinématiques divers et entraîne l'apparition d'un second terme de viscosité. Enfin, il faut citer les interactions gravitationnelles et électriques entre les poussières, qui s'attirent les unes les autres, qui est à l'origine d'un troisième terme de viscosité. Globalement, les anneaux sont assez visqueux et ils s'étalent lentement dans l'espace. Ils s'étalent d'autant plus lentement que l'anneau est dense et massif.

Malgré les pertes de gaz et de poussières, certains anneaux arrivent cependant à rester stables, car ils reçoivent des apports en matières des satellites avoisinants. Par exemple, le satellite Encelade de Saturne émet de grandes quantités de gaz qui se retrouvent dans l'anneau E. Il arrive aussi que certains anneaux soient en réalité formés par l'émission de gaz provenant d'un satellite. Les gaz et poussières éjectées du satellite se mettent à orbiter sur une trajectoire proche de l'orbite du satellite. En s'éloignant progressivement, ils forment un anneau plus ou moins étendu. De tels anneaux s'évaporent rapidement, au fur et à mesure que les gaz et poussières s'éloignent, mais des apports réguliers en matière par le satellite compensent les pertes, ce qui permet aux anneaux de se maintenir.

En règle générale, les anneaux planétaires sont coupés en plusieurs sous-anneaux, séparés par des vides ou lacunes. Ces lacunes se forment soit suite à des résonances gravitationnelles, soit par le passage d'une planète qui "creuse" l'anneau. Dans les deux cas, cela implique la présence d'un satellite près de l'anneau, voire dans l’anneau lui-même. Dans le premier cas, les poussières en résonance gravitationnelle avec un satellite sont éjectées de leur trajectoire sous l'effet de la résonance. Le phénomène est similaire à celui qui donne naissance aux lacunes de Kirkwood dans la ceinture d'astéroïde, sauf que la ceinture d'astéroïdes est remplacée par l'anneau planétaire. Une autre possibilité pour donner naissance à des lacunes est quand un satellite migre et se met à orbiter sur la même orbite que l'anneau planétaire. Il époussette alors les poussières sur sa trajectoire et laisse un creux dans l'anneau sur son passage. De telles lacunes sont faciles à identifier : il y a un satellite à l'intérieur, contrairement aux lacunes formées par résonance avec un satellite.

Les systèmes d'anneaux et les satellites des planètes géantes

Jupiter est entouré de tout un système de corps solides, qu'il s'agisse de satellites ou d'anneaux de petits corps solides et/ou glacés, qui forment ce qu'on appelle le système jovien. Jupiter a notamment un grand nombre de satellites : 69 en tout ! Les plus connus sont certainement les satellites Io, Europe, Ganymède et Callisto. Un chapitre sera ultérieurement dédié à ces quatre satellites. Outre les satellites, Jupiter compte trois anneaux : l'anneau Halo, l'anneau principal et les anneaux Gossamer. Ces anneaux sont nés de l'agglomération de poussières émises par les divers satellites, ainsi que, mais moins, par des poussières interplanétaires capturées. L'anneau principal provient des poussières émises par les satellites Adrastée et Metis. Il en est de même pour l'anneau halo, dans une moindre mesure. Les anneaux Gossamer sont formés par les émissions des satellites Amalthée et Thebe.

Anneaux de Jupiter.

Anneaux de Jupiter.

Saturne est entouré par plusieurs satellites, mais surtout par un ensemble d'anneaux des plus développés. Ils sont nommés anneaux A, B, C, D, E et F, par ordre de découverte. L'anneau D le plus proche de la planète saturne est l'anneau D. Il est si peu dense qu'il est invisible depuis la Terre et ne se voit pas très bien au télescope spatial en lumière visible. Il est suivi par les anneaux A, B et C, les seuls à être visibles depuis la Terre. L'anneau C est le plus proche de Saturne, le A le plus éloigné, le B est au milieu. Au-delà de l'anneau A, se trouve les anneaux F et G. Ils sont enfin suivis par l'anneau E, un anneau très peu dense et le plus éloigné de la planète.

Anneaux de Saturne.

Uranus est entouré par 28 satellites et quelques anneaux. Les anneaux de Neptune sont au nombre de cinq, mais ils ne sont pas aussi développés que ceux de Saturne ou de Jupiter, ce qui fait qu'ils sont moins connus par le grand public. En majorité, les satellites d'Uranus et de Neptune sont composés essentiellement de glaces d'eau et d'ammoniac. Ils sont fortement cratérisés, même si quelques zones semblent avoir subi un renouvellement quelconque. Leur surface est intégralement recouverte de glace, supposée être de la glace d'eau. Ce glacier planétaire est perclus de canyons ou de structures montrant un possible cryovolcanisme. Ils sont composés d'un noyau rocheux entouré d'un océan d'eau liquide, qui recouvre elle-même une couche de glaces.

Système d'anneaux et de satellites d'Uranus.

Anneaux de Neptune.