Planétologie/Les satellites et anneaux planétaires

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Les planètes sont des astres massifs, dont la gravité est suffisante pour attirer des astéroïdes ou des planétésimaux vers elles. Dans la plupart des cas, les objets attirés s'écrasent sur la surface des planètes, donnant naissance à un cratère d'impact. Mais il arrive que des petits corps soient attirés, mais aient suffisamment de vitesse pour ne pas s'écraser sur la planète : ils entrent en orbite autour d'elle, comme les planètes autour du Soleil. Les corps qui orbitent autour des planètes sont nombreux et ont des tailles variées. Ce chapitre va se focaliser sur ces petits corps, ainsi que sur les satellites, de manière générale.

Petits corps et satellites[modifier | modifier le wikicode]

Certains sont de petits astéroïdes, tandis que d’autre sont la taille d'une petite planète. Ces corps qui orbitent autour des planètes peuvent se 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, 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. Nus allons par contre nous attarder sur les anneaux planétaires et les satellites.

Satellites[modifier | modifier le wikicode]

Lunes du système solaire.

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 système solaire est riche en satellites, leur nombre dépassant de loin la centaine. Si leur ombre est estimé à plus de 500, environ 170 satellites seraient confirmés. Ceux-ci vont de petits satellites à peines visibles sur un télescope, à des satellites de la taille d'une planète, parfois plus gros qu'une planète naine. La plupart tournent autour de planètes, la majorité tournant autour de planètes gazeuses, plus massives. Seules Mercure et Venus n'ont pas de satellites confirmés. 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.

Anneaux planétaires[modifier | modifier le wikicode]

Nous avons vu il a quelques chapitres que certaines planètes sont entourés par des anneaux planétaires. Ceux-ci sont des disques de petits corps qui entourent une planète. Ces anneaux sont surtout présents autour de planètes suffisamment massives, ce que nous expliquerons dans ce chapitre. Ces anneaux sont majoritairement composés de petits corps, de poussières, d'astéroïdes, de gaz diffus, etc. Certains d'entre eux sont cependant 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. Cette dernière situation arrive quand une planète se met à orbiter sur la même orbite que l'anneau initial

L'origine des satellites et anneaux planétaires[modifier | modifier le wikicode]

Artist's concept of collision at HD 172555

La recherche sur l'origine des anneaux planétaires et satellites naturels est encore en cours, mais les scientifiques ont déjà identifié plusieurs mécanismes de formation. Satellites et anneaux planétaires se forment avec des mécanismes très similaires.

Accrétion de petits corps[modifier | modifier le wikicode]

Un satellite est le résultat de la condensation d'un anneau planétaire en un corps unique. Rassemblez les astéroïdes 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. Tout part d'un disque planétaire de gaz, poussières et planétésimaux se forme autour d'une planète, disques qui évolue ensuite en anneaux planétaires, et éventuellement en petits corps de la taille d'une Lune.

Ce disque peut se former comme toute planète ou tout petit corps : par accrétion de planétésimaux. Dans les grandes liges, ce qui se passe autour d'une étoile peut se produire autour d'une planète très massive. D'ordinaire, ces disques forment des anneaux planétaires après évacuation du gaz, l'accrétion de planétésimaux étant limitée. Dans d'autres cas, ces petits corps fusionnent progressivement pour donner une Lune.

Un second mécanisme, similaire au précédent, se produit suite à 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.

Capture d'un astéroïde[modifier | modifier le wikicode]

Le dernier mécanisme de formation est la capture d'un astéroïde par le champ de gravité d'une planète. L’astéroïde, autrefois libre, se met alors à orbiter autour de la planète, et devient un satellite. Dans d'autres cas, l’astéroïde est totalement brisé en petits corps par la gravité, petits corps qui se mettent à orbiter autour de la planète et donnent un anneau On reconnait de tels astéroïdes à leur forme, relativement irrégulière. De plus, leur orbite a une forme relativement spéciale, qui les classe souvent dans la catégorie des satellites dits irréguliers, dont l'orbite est rétrograde et fortement inclinée.

A noter que ce mécanisme permet aussi de former des anneaux. Il arrive que certains astéroïdes ou satellites se forment au-delà de cette limite, mais finissent tout de même par l'atteindre. Dans ce cas, les forces de marées vont démanteler le satellite en petits corps. Ceux-ci vont alors se mettre à orbiter autour de la planète, du moins pour la plupart. Leur orbite reste très proche de la limite de Roche. 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.

Roche limit (tidal sphere)
Roche limit (ripped sphere)
Roche limit (top view)
Roche limit (ring)

Limite de Roche[modifier | modifier le wikicode]

On a vu plus haut que les anneaux et satellites peuvent se former de la même manière : par évolution d'un disque planétaire. 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 marrée, qui peuvent empêcher un satellite de se former. De même, les effets de marées peuvent totalement disloquer un astéroïde qui s'approcherait trop près d'une planète, donnant naissance à un chapelet de petits corps. 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.

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 le calcul suivant. 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.

Modèle de Roche[modifier | modifier le wikicode]

Pour simplifier les calculs, nous allons remplacer le satellite de masse par deux petits corps de masse . 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 :

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 :

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

Quelques manipulations algébriques nous donnent :

Quelques manipulations algébriques nous donnent enfin la limite de Roche :

A 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 la densité de la planète et la densité du satellite. On a alors, d'après la formule du volume d'une sphère :

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

Ce qui se simplifie en :

Modèle du caillou[modifier | modifier le wikicode]

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. Si la force de gravité de la planète est plus forte que celle du satellite, celui-ci se disloquera, ses éléments étant plus attiré par la planète que par les forces de cohésion internes. La limite de Roches est atteint quand ces deux forces sont égales. Ce qui donne :

Arès de longs calculs, on doit trouver que :

Rotation synchrone[modifier | modifier le wikicode]

Synchronous rotation

Les forces de marées, couplées à la rotation d'une planète et/ou de son satellite sont aussi à l'origine d'un phénomène appelé la synchronisation de la rotation. Pour faire simple, c'est ce qui fait que la Lune nous présente toujours une face cachée et une face visible. Il en est de même pour de nombreux satellite du système solaire. Et pareil pour certaines planètes : Mercure, par exemple, présente toujours la même face au Soleil. Dans tous les cas, cela vient du fait que les satellites tournent autour de leur planète à la même vitesse qu'ils tournent sur eux-mêmes vitesse angulaire de rotation et de révolution sont égales. Pourtant, lors de la formation du système solaire, rien de tout cela n'était en place : la Lune tournait sur elle-même plus vite qu'aujourd'hui. Mais la Lune a fini par synchroniser sa vitesse de rotation avec sa vitesse de révolution (pareil pour les autres satellites ou planètes). La raison vient justement de l'interaction entre marées et rotation des planètes/satellites.

Pour comprendre pourquoi, rappelons que les forces de marées déforment la planète et/ou le satellite, leur donnant une forme ovoïde. Dit autrement, un bourrelet de manière rocheuse se forme en face et à l'opposé de la planète et/ou du satellite attracteur. Mais vu que la planète tourne sur elle-même, ce bourrelet va être entrainé par la rotation de la planète, plus vite que le satellite. Ce faisant, la rotation tend à faire tourner ce bourrelet autour de l'axe de la planète à une certaine vitesse. Mais le satellite va aussi attirer ce bourrelet à lui. Vu l'angle formé entre le bourrelet et le satellite, cette attraction va attirer le bourrelet dans un sens légèrement différent de celui de la rotation. Cela va quelque peu freiner le bourrelet, qui entrainera a planète avec elle : elle tournera moins vite. La même chose se produit sur le satellite. Ainsi, les deux finissent par ralentir jusqu'à ce que le bourrelet (et donc la planète), tourne à la même vitesse que le satellite autour de la planète. Dans ces conditions, le déplacement du bourrelet sera exactement compensé par le déplacement du satellite, qui restera à la verticale du bourrelet. La rotation synchrone est alors atteinte.

Accélération par effet de marée