SATURNE (anneaux et satellites)

Mimas

Découvert par William Herschel le 17 septembre 1789, Mimas a un rayon moyen de 198 kilomètres et une forme légèrement oblongue, son axe le plus long excédant de 9 % le plus court. Il présente de nombreux cratères d’impact à sa surface, dont le plus imposant est le cratère Herschel d’environ 130 kilomètres de diamètre (un tiers du diamètre de Mimas) et 11 kilomètres de profondeur. Les longs sillons visibles à sa surface sont probablement des fractures dues à l’impact responsable de ce grand cratère. Mimas ne présente pas de signe d’activité géologique présente ou passée.

Encelade

Découvert le 28 août 1789, également par William Herschel, Encelade est aussi de forme sphérique, avec un rayon de 252 kilomètres. Contrairement à Mimas, il est géologiquement très actif. Sa surface est constituée, notamment dans l’hémisphère Nord, de terrains assez fortement cratérisés (quoique moins que Mimas), tandis que de vastes régions vers le pôle Sud sont dépourvues de cratères, et donc beaucoup plus jeunes. Des panaches émanant de fractures tectoniques près du pôle Sud éjectent quelque 200 kilogrammes de vapeur d’eau par seconde avec un peu de dioxyde de carbone, d’ammoniac, de méthane, de dihydrogène et des traces de molécules organiques. Encelade est, avec peut-être Triton (satellite de Neptune), le seul satellite glacé connu à présenter une telle activité cryovolcanique (de volcanisme froid). La vapeur d’eau émise par ces « geysers » est la source principale de matière dans la magnétosphère de Saturne. Les panaches contiennent aussi des grains micrométriques de glace d’eau avec des traces de sel. Une partie des grains qui s’échappent de ce satellite alimentent l’anneau E, mais la plupart d’entre eux retombent sur sa surface. Cela explique qu’Encelade soit le corps le plus brillant de tout le système solaire, ces cristaux de glace réfléchissant de 80 à 90 % de la lumière solaire incidente. Encelade est un corps entièrement différencié avec un cœur de silicates et de métaux, de 180 à 200 kilomètres de rayon, surmonté d’un océan d’eau liquide de 20 à 60 kilomètres d’épaisseur et, enfin, d’une couche de glace d’épaisseur variable. D’une vingtaine de kilomètres en moyenne, l’épaisseur de la glace n’atteindrait que quelques kilomètres au pôle Sud. En fait, la production des panaches semble confirmer la présence d’eau liquide salée à faible profondeur, des failles étroites assurant vraisemblablement une connexion à cette mer souterraine. Au niveau des fractures du pôle Sud, la température peut atteindre 190 K (–80⁰ C), soit quelque 100⁰ C de plus que celle des autres régions. La puissance thermique émise par l’activité cryovolcanique excède 6 gigawatts (GW) et pourrait être de l’ordre de 16 GW. Même si la source de cette chaleur n’est pas encore bien comprise, elle réside très vraisemblablement dans les effets de marée produits par Saturne et dus à l’excentricité (forme elliptique) de l’orbite d’Encelade. Cette excentricité est maintenue par une résonance de moyen mouvement 2:1 avec le satellite Dioné (qui parcourt deux orbites autour de Saturne pendant qu’Encelade en effectue une). Il est possible que cette chaleur ne soit relâchée que par épisodes, Encelade n’étant alors actif tectoniquement qu’environ 10 % du temps sur une échelle géologique. La présence d’eau liquide relativement proche de la surface, la détection de molécules organiques dans les panaches émis par Encelade et l’existence d’une source d’énergie suggèrent la possibilité d'environnements habitables sous la surface et rendent donc ce satellite particulièrement intéressant pour l’exobiologie, science ayant pour objet l’étude de la vie dans l’Univers.

Trois petites lunes (d’une taille de quelques kilomètres) sont en orbite entre Mimas et Encelade : Méthone, Anthée et Pallène. Les deux premières sont la source d’arcs de matière ténus sur leur orbite tandis que Pallène s’accompagne d’un annelet complet, lui aussi très ténu.

Téthys

Découvert le 21 mars 1684 par Jean-Dominique Cassini, Téthys, de forme sphérique avec un rayon de 531 kilomètres, présente, comme Mimas, de nombreux cratères d’impact, certains d’entre eux étant causés par des corps presque assez massifs pour le disloquer. Sa surface est dominée par un bassin d’impact de 400 kilomètres de diamètre (2/5 du diamètre de ce satellite), nommé Odyssée, et un immense canyon, Ithaca Chasma, de quelque 2 000 kilomètres de longueur et jusqu’à 100 kilomètres de largeur, peut-être lié à l’impact responsable d’Odyssée. Alors que la majeure partie de la surface de Téthys est fortement cratérisée, et donc ancienne, on trouve des plaines plus lisses, présentant des frontières assez nettes, sur l’hémisphère « arrière » (face dirigée vers l'arrière dans son mouvement autour de Saturne) du satellite. Ces zones, plus récentes, résultent peut-être d’une activité cryovolcanique dans un passé lointain. La très faible densité de Téthys, inférieure à 1, indique une composition globale largement dominée par la glace d’eau, avec peu de roches, et peut-être une certaine porosité.

Télesto et Calypso sont deux petits satellites « troyens » de Téthys, c’est-à-dire qu’ils partagent la même orbite, respectivement 60⁰ en avant et en arrière de ce dernier, positions qu’on appelle « points de Lagrange ».

Dioné

Découvert en même temps que Téthys le 21 mars 1684 par Jean-Dominique Cassini, le satellite Dioné (avec un rayon de 561 km) présente sur l’ensemble de sa surface un réseau complexe de structures tectoniques (vallées, escarpements, longues failles linéaires, rides) qui forment souvent localement des ensembles subparallèles. On trouve sur Dioné des terrains anciens très cratérisés, principalement sur l’hémisphère avant et, sur la face arrière, des plaines lisses, moins cratérisées et plus jeunes, qui sont traversées de rides et de vallées. Ces plaines résultent peut-être d’une activité cryovolcanique, peu après la formation du satellite. La superposition de différents groupes de vallées (ou canyons), identifiés sur les images prises par la sonde Cassini, indique que ceux-ci n’ont pas tous le même âge. Par ailleurs, certaines fractures linéaires et radiales sont reliées à des cratères d’impact. Cette variété de structures géologiques témoigne d’une activité tectonique et volcanique intense, endogène (chaleur interne puis refroidissement) et exogène (impacts météoritiques), qui a dû persister jusqu’à un passé géologique récent. On a aussi observé, à basse latitude, des structures linéaires plus récentes, parallèles à l’équateur, qui pourraient être dues à l’impact de matière en orbite autour de Saturne. La sonde Cassini a mis en évidence, autour de Dioné, une atmosphère extrêmement ténue (exosphère), contenant du dioxygène (O₂), qui est probablement générée par l’impact de particules de haute énergie de la magnétosphère de Saturne sur la surface glacée du satellite. Comme Téthys, Dioné partage son orbite avec deux petits satellites troyens : Hélène et Pollux.

Rhéa

Rhéa est, avec son rayon de 764 kilomètres, le deuxième satellite le plus gros de Saturne, après Titan. Il a été découvert le 23 décembre 1672 par Jean-Dominique Cassini. Sa surface, intensément cratérisée, rappelle celle de la Lune. Elle présente, sur la face « avant », un vaste système de rayons brillants convergents dû à un impact relativement récent qui a formé un cratère de 48 kilomètres de diamètre, nommé Inktomi. Par ailleurs, des structures linéaires fines et brillantes sont, comme sur Dioné, associées à un système de fractures extensives qui témoigne d’une activité tectonique passée. La sonde Cassini a révélé la présence autour de Rhéa d’une atmosphère ténue de dioxygène (O₂) et de dioxyde de carbone (CO₂). Comme sur Dioné, cette atmosphère provient du bombardement de la surface du satellite par le plasma de la magnétosphère de Saturne.

Titan

Découvert par Christiaan Huygens le 25 mars 1655 et orbitant entre Rhéa et Hypérion, Titan est le plus gros et le plus massif des satellites de Saturne. Son rayon, plus grand que celui de la planète Mercure et de la planète naine Pluton, est de 2 575 kilomètres, soit 40 % de celui de la Terre.

C’est le seul satellite du système solaire à posséder une atmosphère dense – pression de 1 467 hectopascals, soit presque 1,5 fois la pression atmosphérique moyenne à la surface de la Terre. La température de sa surface est de 93,7 K (près de –180⁰ C). Les principaux constituants de cette atmosphère sont : le diazote (N₂) pour 94,3 %, le méthane (CH₄) pour 5,6 % et le dihydrogène (H₂) pour 0,1 %. La dissociation du méthane et du diazote par le rayonnement ultraviolet solaire et les électrons provenant de la magnétosphère de Saturne donne naissance à une multitude de composés chimiques dans la haute atmosphère. De nombreux hydrocarbures (principalement l’éthane, l’acétylène et le propane) et des nitriles (principalement le cyanure d’hydrogène) y sont produits ainsi que des aérosols formés de molécules organiques complexes. Les gaz produits diffusent dans la basse atmosphère, y condensent pour la plupart et s’accumulent à la surface de Titan sous forme liquide ou solide, tout comme les aérosols. La durée de vie du méthane, détruit par des réactions photochimiques (c’est-à-dire produites sous l’effet de la lumière du Soleil), n’excède pas 50 millions d’années et sa présence requiert donc une source continue ou épisodique, probablement liée au cryovolcanisme.

La surface de Titan est longtemps restée inaccessible à l’observation du fait de son épaisse atmosphère. Elle a été dévoilée lors de la mission Cassini-Huygens, qui a observé Saturne, ses satellites et ses anneaux pendant treize ans (2004-2017). En particulier, la sonde Huygens, qui s’est détachée du satellite Cassini le 25 décembre 2004, pour venir atterrir sur ce satellite le 14 janvier 2005, après avoir traversé cette atmosphère, a fourni des images détaillées de Titan. Sa surface est fortement érodée, façonnée par les pluies, les rivières et les vents. Cette érosion explique probablement le faible nombre de cratères d’impact identifiés. La morphologie de la surface rappelle celle de la Terre mais les acteurs chimiques mis en jeu sont différents. Le méthane, liquide à la surface de Titan, participe à un cycle qui rappelle celui de l’eau sur Terre. Il est impliqué dans la formation de nuages dans la basse atmosphère, d’écoulements à la surface du satellite et est le constituant principal des lacs et des mers observés principalement vers le pôle Nord. La région équatoriale montre de vastes champs de dunes longitudinales, semblables à celles qui existent dans le désert de Namibie, mais le sable est ici constitué de matériaux organiques issus de l’atmosphère et peut-être mélangés à de la glace d’eau.

La densité de Titan indique qu’il est constitué environ pour moitié de glaces et de roches. Les modélisations de l’intérieur du satellite suggèrent une succession de couches concentriques. De l’intérieur vers l’extérieur, on trouve ainsi : un cœur, atteignant un rayon de 1 700 à 2 100 kilomètres, composé de roches et de glaces partiellement mélangées (ou de silicates hydratés) ; une couche de quelques centaines de kilomètres d’épaisseur constituée de glaces d’eau à haute pression (glaces V et VI) ; un océan de 200 à 300 kilomètres d’épaisseur formé d’eau liquide avec des sels et des gaz dissous ; une croûte de glace d’eau (glace Ih) d’une centaine de kilomètres d’épaisseur.

La chimie à l’œuvre sur Titan produit continûment, dans la haute atmosphère, des composés organiques complexes qui s’accumulent à la surface sous forme d’aérosols. Certains sont des composés-clés de la chimie prébiotique (précédant l’apparition de la vie), mais l’absence d’eau liquide à la surface y rend impossible la vie telle que nous la connaissons. En revanche, la présence d’un océan sous la surface soulève la question de son habitabilité et conduit à étudier la possibilité d’échanges avec la surface, riche en matériaux organiques, et à l’existence possible de sources d’énergie chimique nécessaires à la vie.

Hypérion

Hypérion a été découvert, indépendamment, par William Cranch Bond le 16 septembre 1848 (aidé par son fils George Phillips Bond) et par William Lassell deux jours plus tard. Il a une forme très irrégulière (rayon moyen de 135 km) et une rotation chaotique, sa période et son axe de rotation variant de façon imprévisible à l’échelle d’un mois. Ce satellite est en résonance de moyen mouvement 3:4 avec Titan (ce dernier effectuant quatre révolutions pendant qu’Hypérion en accomplit seulement trois). Criblé de cratères de 2 à 10 kilomètres de diamètre, qui sont relativement bien préservés, Hypérion ressemble à une éponge. Sa densité de 0,54, la plus faible de tous les satellites de Saturne, indique une porosité inhabituellement élevée, d’au moins 40 %. Sa surface, relativement sombre, a une teinte tirant nettement vers le rouge. Le fond de nombreux petits cratères est recouvert de poussière plus sombre, peut-être similaire à la matière présente dans l’anneau de Phœbé qui recouvre aussi la face sombre de Japet.

Japet

Japet, le plus distant des satellites de taille intermédiaire, a été découvert le 25 octobre 1671 par Jean-Dominique Cassini. D’un rayon moyen de 735 kilomètres, il est caractérisé par une forte dichotomie entre ses deux hémisphères. L’hémisphère « avant » est très sombre (faible albédo) et ne réfléchit en moyenne que 6 % de la lumière solaire incidente tandis que l’hémisphère « arrière » a une réflectivité quatre à cinq fois supérieure. Le contraste est encore plus marqué entre les terrains les plus sombres (albédo de 1,5 %) et les plus brillants (albédo de 40 %) du satellite. La nature de ce matériau sombre et rougeâtre n’est pas entièrement élucidée. Il semble constitué de grains de taille inférieure au micromètre composés d’un mélange de glace d’eau, de fer et d’un peu d’hématite. Des composés organiques et de la glace de dioxyde de carbone (CO₂) y ont aussi été détectés. Ce matériau sombre serait constitué principalement de particules de l’anneau de Phœbé, éjectées de ce satellite et agrégées sur la face avant de Japet lors de leur migration vers Saturne. Il pourrait aussi inclure un résidu de la sublimation de la glace d’eau sur l’hémisphère avant, plus sombre et donc plus chaud, cette glace d’eau se redéposant sur l’hémisphère arrière, plus froid. Japet a la forme d’un ellipsoïde qui correspond à l’équilibre hydrostatique pour une période de rotation de 16 heures. Cette forme pourrait donc résulter de la formation d’une croûte épaisse lorsque Japet était en rotation plus rapide qu’aujourd’hui, il y a 4,56 milliards d’années. Une autre particularité de Japet est la présence d’une crête équatoriale qui atteint 20 kilomètres de hauteur, soit 3 % du rayon du satellite, et qui s’étend sur près de 1 400 kilomètres de longueur. Certaines hypothèses invoquent une origine tectonique, en liaison avec le refroidissement et le ralentissement de la rotation de Japet. D’autres proposent une origine externe, à partir d’un disque de débris en orbite autour du satellite peu après sa formation.