Saturne

Les satellites de Saturne

Saturne possède 52 satellites naturels dont l'existence est suffisamment confirmée pour qu'ils soient nommés. 11 autres n'ont encore qu'une désignation temporaire. Parmi ceux-ci, l'existence de 3 satellites est particulièrement remise en question.

La plupart des satellites de Saturne ont été découverts récemment. Toutefois le nombre précis de satellites ne sera probablement jamais connu. En effet, les anneaux de la planète comportent d'importants morceaux de glace qui sont techniquement des lunes et il est difficile d'établir une distinction entre de larges particules composant l'anneau et de petites lunes.

Avant l'ère spatiale, seules dix lunes étaient connues:
  • Titan (découvert en 1655)
  • Japet (1671)
  • Rhéa (1672)
  • Téthys (1684)
  • Dioné (1684)
  • Mimas (1789)
  • Encelade (1789)
  • Hypérion (1848)
  • Phoebé (1899)
  • Thémis, satellite qui aurait été découvert en 1905, n'existe en fait pas.
  • Janus (1966, confirmé seulement en 1980, confondu sur certaines observations avec épiméthée dont il partage l'orbite)

Les sondes Voyager, qui survolèrent le système en 1980, permirent la découverte de huit autres corps (Atlas, Prométhée, Pandore, épiméthée, Hélène, Télesto et Calypso dès 1980, Pan seulement en 1990).

Une mission d'observation menée en 2000 a permis de découvrir douze autres lunes en orbite à une grande distance de Saturne (Ymir, Paaliaq, Siarnaq, Tarvos, Kiviuq, Ijiraq, Thrymr, Skathi, Mundilfari, Erriapo, Albiorix et Suttungr). On pense actuellement qu'il s'agit de fragments de corps plus importants capturés par l'attraction gravitationnelle de Saturne.

Narvi fut découvert en 2003.
La mission Cassini, arrivée dans le système saturnien pendant l'été 2004, a permis la découverte de plusieurs autres satellites : Méthone et Pallène début juin 2004, S/2004 S 3 et S/2004 S 4 fin juin 2004, Pollux en octobre 2004, S/2004 S 6 fin octobre 2004 et Daphnis en 2005 . La véritable nature (satellites stables ou morceaux d'anneaux temporairement agglomérés) de S/2004 S 3, 4 et 6 n'est pas connue et les satellites ont conservé leur désignation temporaire.

Une équipe d'astronomes de l'université de Hawaï a découvert, vers la fin de l'année 2004, douze satellites extérieurs (S/2004 S 7, Fornjot, Farbauti,Ægir, Bebhionn, S/2004 S 12, S/2004 S 13, Hati, Bergelmir, Fenrir, S/2004 S 17 et Bestla).

La découverte de neuf nouveaux petits satellites extérieurs de Saturne a été annoncée le 26 juin 2006; ils ont été découverts par D. C. Jewitt, S. S. Sheppard, et J. Kleyna au moyen du télescope Subaru de 8,2 mètres : il s'agit de Hyrrokkin, S/2006 S 1, Kari, S/2006 S 3, Greip, Loge, Jarnsaxa, Surtur et Skoll.

La découverte d'un nouveau satellite extérieur, Tarqeq, a été annoncée le 13 avril 2007. Celle de S/2007 S 2 et S/2007 S 3, le 1er mai.
La découverte de la soixantième lune de Saturne, Anthée, a été annoncée le 19 juillet 2007.

Titan

Titan est le plus gros satellite de Saturne et la seconde lune du système solaire apràs Ganymède, une des lunes de Jupiter. Son diamètre supérieur à celui de Mercure, Pluton, et la Lune, est assez proche de celui de Mars.

Titan a été découvert par l'astronome hollandais Christiaan Huygens, le 25 mars 1655. En plus des observations effectuées depuis la Terre, l'étude récente de Titan s'est appuyée et s'appuie encore sur les données des 4 sondes spatiales qui ont étudié le satellite en même temps que le reste du système saturnien :
  • la sonde Pioneer 11 en 1978
  • la sonde Voyager 1 en 1980
  • la sonde Voyager 2 en 1981
  • la sonde Cassini-Huygens, qui est en orbite autour de Saturne et qui a commencé son étude en 2004.

Titan est l'un des objectifs principaux de la mission Cassini-Huygens qui étudie actuellement Saturne, ses anneaux et ses satellites. La sonde Cassini-Huygens peut être décomposée en deux parties:
  • l'orbiteur Cassini (NASA), qui tourne autour de Saturne. Il étudie Titan au cours de passages rapprochés à l'aide principalement des instruments RADAR et VIMS.
  • le module d'exploration Huygens (ESA), qui lui est entièrement dédié à l'étude de l'atmosphère et de la surface de Titan. Il a fourni de nombreuses informations, le 14 janvier 2005, au cours de sa chute dans l'atmosphère de Titan depuis l'orbiteur Cassini jusqu'à la surface du satellite oû il a atterri sans encombre.

Titan est ainsi devenu le 5e astre sur lequel l'Homme a réussi à faire atterrir un engin spatial, après la Lune, Vénus, Mars et l'astéroïde Eros. Titan est le premier satellite d'une autre planète que la terre où un objet terrestre s'est posé. Il est également le 1er corps du système solaire lointain, au-delà de la ceinture d'astéroïdes, où un objet terrestre s'est posé.

Titan, le plus gros satellite de Saturne, vu par le radar de la sonde Cassini.

Titan, le plus gros satellite de Saturne, vu par le radar de la sonde Cassini.


Haut de la page

L'atmosphère de Titan

La pression au sol de l'atmosphère de Titan est égale à une fois et demi celle de l'atmosphère de la Terre. Sa température de 94 K (-179 °C) atteint un minimum de 72 K (-201 °C) au niveau de la tropopause (à une altitude de 40 km).

Comme pour la Terre, le composant principal de l'atmosphère est le diazote (N2) avec une proportion allant de 90% à 98% selon les estimations. Les autres composés présents en quantités relativement importantes sont:
  • le méthane (CH4)
  • l'argon, un gaz rare (donc très difficile à observer, donc à quantifier)
  • l'hydrogène moléculaire (H2), en quantité plus réduite
  • le néon, en faible quantité également.

La présence de composés organiques plus complexes a également été relevée. On y trouve des hydrocarbures comme l'éthane (C2H6), l'acétylène (C2H2) ou l'éthylène (C2H4), ainsi que des nitriles comme l'acide cyanhydrique (HCN) ou le cyanogène (C2N2).

Selon les données transmises par la sonde Cassini-Huygens, l'atmosphère est composée de 94% d'azote et d'environ 5% de méthane. Les analyses ont aussi révélé la présence d'ammoniac, d'acide cyanhydrique et d'aérosols complexes signe d'intenses réactions chimiques.

La présence de méthane dans l'atmosphère de Titan en importante quantité (jusqu'à 10% pour les modèles les plus optimistes) est un fait plutôt étonnant. En effet, l'atmosphère de Titan détruit progressivement le méthane qu'elle contient selon un principe que l'on appelle le cycle du méthane. Les molécules de méthane ont tendance à remonter progressivement vers le haut de l'atmosphère où elles sont soumises au rayonnement solaire. Ceci a pour effet de les transformer en molécules plus complexes et donc plus lourdes qui retombent et sédimentent à la surface. étant donné les conditions de température et de pression à la surface de Titan, aucun moyen physique ou chimique ne permet la retransformation de ces composés organiques en méthane. Celui-ci est donc irréversiblement détruit à une vitesse suffisante pour que la quantité actuelle de méthane dans l'atmosphère de Titan soit quasiment nulle.

La présence de méthane en grande quantité dans l'atmosphère de Titan ne peut donc s'expliquer que par l'existence d'une source de méthane qui alimente l'atmosphère. C'est cette constatation qui est à l'origine de l'hypothèse apparue dans les années 1970 selon laquelle des réserves de méthane liquide seraient présentes à la surface ou sous la surface de Titan.

Il existe une chimie de la haute atmosphère de Titan. Le méthane y est détruit ce qui conduit à la formation de molécules organiques complexes qui peuvent aller jusqu'à prendre la forme de polymères de type (HCN)n. Ces polymères sont suffisamment lourds pour tomber à la surface. Même si ces particules sont petites et n'ont pas un taux de production très élevé, de grandes quantités de ces tholins ont sédimenté à la surface avec le temps. Ces résidus atmosphériques peuvent même avoir formé des couches plus ou moins épaisses et ainsi recouvrir certaines parties de la surface de Titan d'une sorte de goudron. Il est à noter que les traces d'écoulement observées par Cassini et Huygens sont bien plus sombres que le matériau sur lequel elles serpentent. Ceci est expliqué par le fait que le fond de ces chenaux est vraisemblablement recouvert de tholins amenés par les pluies d'hydrocarbures liquides qui lessivent les parties apparaissant plus claires.

La composition actuelle de l'atmosphère de Titan semble assez proche de l'idée que l'on a de l'atmosphère primitive de la Terre, c'est-à-dire l'atmosphère de la Terre telle qu'elle était avant que les premiers êtres vivants ne commencent à produire de l'oxygène. La présence au sein de l'atmosphère de Titan de molécules organiques complexes identiques à celles qui pourraient être à l'origine de l'apparition de la vie sur Terre fait de Titan un objet d'étude très intéressant pour les exobiologistes.

Titan vu ici avec son atmosphère opaque.

Titan vu ici avec son atmosphère opaque.


Haut de la page

La surface de Titan

La surface de Titan a longtemps été cachée à nos yeux par l'épaisse atmosphère qui la recouvre. Avant l'arrivée de la sonde Cassini-Huygens, les seules images de la surface de Titan disponibles étaient celles prises par le télescope spatial Hubble qui permettaient seulement de distinguer la présence d'un grand continent. Cependant, de nombreuses informations concernant la surface de Titan ont été déterminées à partir notamment de l'étude de son atmosphère.
La densité de Titan est de 1,88, ce qui signifie que ce n'est pas un satellite uniquement composé de glace. Il est probable que l'on puisse trouver à l'intérieur de Titan des silicates et du fer. Ces composés plus lourds sont très peu présents en surface où la glace est le composant principal de la croûte de Titan (phénomène de différenciation). Cette glace est majoritairement de la glace d'eau mais elle est probablement mélangée avec de la glace d'ammoniac (NH3) ainsi qu'avec des glaces d'hydrocarbures, principalement du méthane (CH4) et de l'éthane (C2H6). Cette surface glacée semble être le lieu d'un cryovolcanisme lié à l'énergie interne du satellite. Ces volcans de glace pourraient être à l'origine du méthane atmosphérique de Titan en crachant de façon régulière le méthane enfoui sous forme liquide ou solide (glace) sous la surface.

Les conditions de température et de pression à la surface de Titan permettent au méthane et à l'éthane d'exister sous forme liquide. La présence de méthane liquide à la surface permettrait d'expliquer la grande quantité de méthane dans l'atmosphère. Cette hypothèse a vu le jour lorsque les planétologues se sont rendu compte du phénomène de destruction du méthane atmosphérique, au cours des années 1970. L'hypothèse d'un océan global d'hydrocarbures a même été envisagée mais les premières observations de la surface de Titan en infra-rouge et en ondes radio depuis la Terre ont réfuté cette possibilité. Cependant, la présence de lacs ou de mers d'hydrocarbures n'est pas exclue et les données de la sonde Cassini-Huygens n'ont pas encore rendu de verdict définitif à ce sujet. La présence de chenaux d'écoulement liquide tels que l'ont observé Cassini et Huygens montre que du méthane liquide a bien coulé à la surface de Titan sur laquelle des pluies d'hydrocarbures se sont donc abattues. Cependant, il n'a pas encore été déterminé si ces écoulements étaient le résultat d'un cycle météorologique du méthane ressemblant au cycle de l'eau sur la Terre ou à un cryovolcanisme qui éjecterait de grandes quantités de méthane dans l'atmosphère dont une partie retomberait à la surface sous forme de pluie, créant ainsi des écoulements sans nécessiter la création de grandes étendues liquides.

Mosaïque de photographies prisent par la sonde Huygens lors de sa descente sur Titan

Mosaïque de photographies prisent par la sonde Huygens lors de sa descente sur Titan


Haut de la page

Lien