Saturne

Les satellites de Saturne

Saturne possde 52 satellites naturels dont l'existence est suffisamment confirme pour qu'ils soient nomms. 11 autres n'ont encore qu'une dsignation temporaire. Parmi ceux-ci, l'existence de 3 satellites est particulirement remise en question.

La plupart des satellites de Saturne ont t dcouverts rcemment. Toutefois le nombre prcis de satellites ne sera probablement jamais connu. En effet, les anneaux de la plante comportent d'importants morceaux de glace qui sont techniquement des lunes et il est difficile d'tablir une distinction entre de larges particules composant l'anneau et de petites lunes.

Avant l're spatiale, seules dix lunes taient connues:
  • Titan (dcouvert en 1655)
  • Japet (1671)
  • Rha (1672)
  • Tthys (1684)
  • Dion (1684)
  • Mimas (1789)
  • Encelade (1789)
  • Hyprion (1848)
  • Phoeb (1899)
  • Thmis, satellite qui aurait t dcouvert en 1905, n'existe en fait pas.
  • Janus (1966, confirm seulement en 1980, confondu sur certaines observations avec pimthe dont il partage l'orbite)

Les sondes Voyager, qui survolrent le systme en 1980, permirent la dcouverte de huit autres corps (Atlas, Promthe, Pandore, pimthe, Hlne, Tlesto et Calypso ds 1980, Pan seulement en 1990).

Une mission d'observation mene en 2000 a permis de dcouvrir douze autres lunes en orbite 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 capturs par l'attraction gravitationnelle de Saturne.

Narvi fut dcouvert en 2003.
La mission Cassini, arrive dans le systme saturnien pendant l't 2004, a permis la dcouverte de plusieurs autres satellites : Mthone et Pallne dbut 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 vritable nature (satellites stables ou morceaux d'anneaux temporairement agglomrs) de S/2004 S 3, 4 et 6 n'est pas connue et les satellites ont conserv leur dsignation temporaire.

Une quipe d'astronomes de l'universit de Hawa a dcouvert, vers la fin de l'anne 2004, douze satellites extrieurs (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 dcouverte de neuf nouveaux petits satellites extrieurs de Saturne a t annonce le 26 juin 2006; ils ont t dcouverts par D. C. Jewitt, S. S. Sheppard, et J. Kleyna au moyen du tlescope Subaru de 8,2 mtres : il s'agit de Hyrrokkin, S/2006 S 1, Kari, S/2006 S 3, Greip, Loge, Jarnsaxa, Surtur et Skoll.

La dcouverte d'un nouveau satellite extrieur, Tarqeq, a t annonce le 13 avril 2007. Celle de S/2007 S 2 et S/2007 S 3, le 1er mai.
La dcouverte de la soixantime lune de Saturne, Anthe, a t annonce le 19 juillet 2007.

Titan

Titan est le plus gros satellite de Saturne et la seconde lune du systme solaire aprs Ganymde, une des lunes de Jupiter. Son diamtre suprieur celui de Mercure, Pluton, et la Lune, est assez proche de celui de Mars.

Titan a t dcouvert par l'astronome hollandais Christiaan Huygens, le 25 mars 1655. En plus des observations effectues depuis la Terre, l'tude rcente de Titan s'est appuye et s'appuie encore sur les donnes des 4 sondes spatiales qui ont tudi le satellite en mme temps que le reste du systme 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 commenc son tude en 2004.

Titan est l'un des objectifs principaux de la mission Cassini-Huygens qui tudie actuellement Saturne, ses anneaux et ses satellites. La sonde Cassini-Huygens peut tre dcompose en deux parties:
  • l'orbiteur Cassini (NASA), qui tourne autour de Saturne. Il tudie Titan au cours de passages rapprochs l'aide principalement des instruments RADAR et VIMS.
  • le module d'exploration Huygens (ESA), qui lui est entirement ddi l'tude de l'atmosphre et de la surface de Titan. Il a fourni de nombreuses informations, le 14 janvier 2005, au cours de sa chute dans l'atmosphre de Titan depuis l'orbiteur Cassini jusqu' la surface du satellite o il a atterri sans encombre.

Titan est ainsi devenu le 5e astre sur lequel l'Homme a russi faire atterrir un engin spatial, aprs la Lune, Vnus, Mars et l'astrode Eros. Titan est le premier satellite d'une autre plante que la terre o un objet terrestre s'est pos. Il est galement le 1er corps du systme solaire lointain, au-del de la ceinture d'astrodes, o un objet terrestre s'est pos.

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.


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L'atmosphre de Titan

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

Comme pour la Terre, le composant principal de l'atmosphre est le diazote (N2) avec une proportion allant de 90% 98% selon les estimations. Les autres composs prsents en quantits relativement importantes sont:
  • le mthane (CH4)
  • l'argon, un gaz rare (donc trs difficile observer, donc quantifier)
  • l'hydrogne molculaire (H2), en quantit plus rduite
  • le non, en faible quantit galement.

La prsence de composs organiques plus complexes a galement t releve. On y trouve des hydrocarbures comme l'thane (C2H6), l'actylne (C2H2) ou l'thylne (C2H4), ainsi que des nitriles comme l'acide cyanhydrique (HCN) ou le cyanogne (C2N2).

Selon les donnes transmises par la sonde Cassini-Huygens, l'atmosphre est compose de 94% d'azote et d'environ 5% de mthane. Les analyses ont aussi rvl la prsence d'ammoniac, d'acide cyanhydrique et d'arosols complexes signe d'intenses ractions chimiques.

La prsence de mthane dans l'atmosphre de Titan en importante quantit (jusqu' 10% pour les modles les plus optimistes) est un fait plutt tonnant. En effet, l'atmosphre de Titan dtruit progressivement le mthane qu'elle contient selon un principe que l'on appelle le cycle du mthane. Les molcules de mthane ont tendance remonter progressivement vers le haut de l'atmosphre o elles sont soumises au rayonnement solaire. Ceci a pour effet de les transformer en molcules plus complexes et donc plus lourdes qui retombent et sdimentent la surface. tant donn les conditions de temprature et de pression la surface de Titan, aucun moyen physique ou chimique ne permet la retransformation de ces composs organiques en mthane. Celui-ci est donc irrversiblement dtruit une vitesse suffisante pour que la quantit actuelle de mthane dans l'atmosphre de Titan soit quasiment nulle.

La prsence de mthane en grande quantit dans l'atmosphre de Titan ne peut donc s'expliquer que par l'existence d'une source de mthane qui alimente l'atmosphre. C'est cette constatation qui est l'origine de l'hypothse apparue dans les annes 1970 selon laquelle des rserves de mthane liquide seraient prsentes la surface ou sous la surface de Titan.

Il existe une chimie de la haute atmosphre de Titan. Le mthane y est dtruit ce qui conduit la formation de molcules organiques complexes qui peuvent aller jusqu' prendre la forme de polymres de type (HCN)n. Ces polymres sont suffisamment lourds pour tomber la surface. Mme si ces particules sont petites et n'ont pas un taux de production trs lev, de grandes quantits de ces tholins ont sdiment la surface avec le temps. Ces rsidus atmosphriques peuvent mme avoir form des couches plus ou moins paisses et ainsi recouvrir certaines parties de la surface de Titan d'une sorte de goudron. Il est noter que les traces d'coulement observes par Cassini et Huygens sont bien plus sombres que le matriau sur lequel elles serpentent. Ceci est expliqu par le fait que le fond de ces chenaux est vraisemblablement recouvert de tholins amens par les pluies d'hydrocarbures liquides qui lessivent les parties apparaissant plus claires.

La composition actuelle de l'atmosphre de Titan semble assez proche de l'ide que l'on a de l'atmosphre primitive de la Terre, c'est--dire l'atmosphre de la Terre telle qu'elle tait avant que les premiers tres vivants ne commencent produire de l'oxygne. La prsence au sein de l'atmosphre de Titan de molcules organiques complexes identiques celles qui pourraient tre l'origine de l'apparition de la vie sur Terre fait de Titan un objet d'tude trs intressant pour les exobiologistes.

Titan vu ici avec son atmosphre opaque.

Titan vu ici avec son atmosphre opaque.


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La surface de Titan

La surface de Titan a longtemps t cache nos yeux par l'paisse atmosphre qui la recouvre. Avant l'arrive de la sonde Cassini-Huygens, les seules images de la surface de Titan disponibles taient celles prises par le tlescope spatial Hubble qui permettaient seulement de distinguer la prsence d'un grand continent. Cependant, de nombreuses informations concernant la surface de Titan ont t dtermines partir notamment de l'tude de son atmosphre.
La densit de Titan est de 1,88, ce qui signifie que ce n'est pas un satellite uniquement compos de glace. Il est probable que l'on puisse trouver l'intrieur de Titan des silicates et du fer. Ces composs plus lourds sont trs peu prsents en surface o la glace est le composant principal de la crote de Titan (phnomne de diffrenciation). Cette glace est majoritairement de la glace d'eau mais elle est probablement mlange avec de la glace d'ammoniac (NH3) ainsi qu'avec des glaces d'hydrocarbures, principalement du mthane (CH4) et de l'thane (C2H6). Cette surface glace semble tre le lieu d'un cryovolcanisme li l'nergie interne du satellite. Ces volcans de glace pourraient tre l'origine du mthane atmosphrique de Titan en crachant de faon rgulire le mthane enfoui sous forme liquide ou solide (glace) sous la surface.

Les conditions de temprature et de pression la surface de Titan permettent au mthane et l'thane d'exister sous forme liquide. La prsence de mthane liquide la surface permettrait d'expliquer la grande quantit de mthane dans l'atmosphre. Cette hypothse a vu le jour lorsque les plantologues se sont rendu compte du phnomne de destruction du mthane atmosphrique, au cours des annes 1970. L'hypothse d'un ocan global d'hydrocarbures a mme t envisage mais les premires observations de la surface de Titan en infra-rouge et en ondes radio depuis la Terre ont rfut cette possibilit. Cependant, la prsence de lacs ou de mers d'hydrocarbures n'est pas exclue et les donnes de la sonde Cassini-Huygens n'ont pas encore rendu de verdict dfinitif ce sujet. La prsence de chenaux d'coulement liquide tels que l'ont observ Cassini et Huygens montre que du mthane liquide a bien coul la surface de Titan sur laquelle des pluies d'hydrocarbures se sont donc abattues. Cependant, il n'a pas encore t dtermin si ces coulements taient le rsultat d'un cycle mtorologique du mthane ressemblant au cycle de l'eau sur la Terre ou un cryovolcanisme qui jecterait de grandes quantits de mthane dans l'atmosphre dont une partie retomberait la surface sous forme de pluie, crant ainsi des coulements sans ncessiter la cration de grandes tendues liquides.

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

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


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