LES LUNES MAJEURES DE SATURNE


PARMI LES INNOMBRABLES SATELLITES DE SATURNE ORBITENT 7 ÉNORMES LUNES DONT LA TAILLE EST SUFFISANTE POUR QU'ELLES AIENT UNE FORME SPHÉRIQUE. DES GEYSERS ENCELADE À L'ATMOSPHÈRE DE TITAN, L'ÉTUDE DES CARACTÉRISTIQUES DE CES 7 PLUS GRANDES LUNES, DITES "MAJEURES", POURRA BOULEVERSER NOTRE COMPRÉHENSION DU SYSTÈME SOLAIRE.


Les satellites majeurs de Saturne sont sans doute issus du disque d'accrétion primordiale de la planète. Ce sont des objets massifs, essentiellement composés de glace, de plus de 400 km de diamètre. Les plus petits, comme Mimas ou Encelade, sont les plus proches de Saturne et sont qualifiés de satellites internes, tandis que les plus grands comme Rhéa ou Titan, sont situés bien plus loin et sont qualifiés d'externes.


Les satellites majeurs internes

Avec un diamètre qui varie de 382 à 418 km, Mimas est le plus petit des satellites majeurs de Saturne. Il fut découvert par William Herschel en 1889. Il est principalement constitué de glaces d'eau, avec une faible quantité de roche. Ce que l'on remarque en premier lorsqu'on observe Mimas, c'est le grand cratère de C. Herschel (de prénom Caroline Lucretia et soeur du précédent), d'un diamètre de 130 km. Ses flancs s'élèvent à 5 km au-dessus du sol. Proportionnellement, un tel cratère sur Terre aurait la taille du Canada. Ce satellite est en rotation synchrone avec sa planète, ce qui signifie qu'il a toujours la même face orientée vers Saturne. On observe le même phénomène dans le binôme Terre-Lune, mais aussi avec la plupart des satellites connus du système solaire.


À peine plus grand que Mimas, Encelade (voir photo de la sonde Cassini ci-dessous) à un diamètre moyen d'un peu plus de 500 km. La surface de ce satellite recouvert de glace est peu cratérisée et l'on y observe de longues failles, dont les fameuses "rayures de tigres" du pôle sud. La coque de glace qui enveloppe Encelade pourrait bien recouvrir un océan d'eau liquide qui serait liquide sous l'effet de la chaleur dégagée par le noyau rocheux du satellite. Du fait de la force de gravité que Saturne exerce sur Encelade, le satellite est malaxé, son cœur est réchauffé par des forces de marée. Cette chaleur justifie l'hypothèse d'un océan liquide sous la coque de glace. Le long des failles tectoniques Encelade, on compte une centaine de ces geysers. Leur panache peut s'élever jusqu'à 150 km d'altitude. Il crache de l'eau à 1 300 km/h, qui s'évapore, puis gèle très rapidement, si bien qu'une partie retombe en une pluie de cristaux de glace sur le sol. L'autre partie échappe à la gravité du satellite et part alimenter l'anneau E de Saturne, constamment entretenue par les éjections d'Encelade.

































































Téthys, quant à elle, est une lune d'un diamètre d'un peu plus de 1 000 km, dominée par un cratère d'impact large de 400 km nommés Odysseus (nom grec du héros Ulysse). Cet impact pourrait avoir provoqué la formation d'Ithaca Chasma ("vallée d'Ithaque", du nom de la patrie d'Ulysse), un profond fossé long de 2 000 km et larges de 100 km. Cette vallée pourrait aussi avoir été formée par la résonance orbitale primordiale entre Téthys et Dioné. Cette résonance, par effet de marée, aurait généré un océan liquide sous la croûte de glace de Téthys. Lorsque cette résonance prit fin, l'océan se solidifia en structurant la surface de Téthys.































Enfin, d'un diamètre de 1 118 km, le satellite Dioné possède la densité la plus élevée des lunes de Saturne, en dehors de Titan. Sous son épaisse couche de glace d'eau se trouve sans doute des roches de silicates ainsi qu'un océan de liquide. Sur la face arrière, on voit un réseau de stries claires que l'on ne rencontre pas sur l'autre hémisphère. Cela provient peut-être d'un cryo-volcanisme primordial, qui a cessé quand l'intérieur de cette lune s'est solidifié. Autre fait notable sur ce petit satellite : il est en rotation synchrone, mais celle-ci aurait été inversée au cours de son histoire par un impact ayant laissé un cratère large de 35 km.












Les satellites majeurs externes

Titan est le plus grand satellite de Saturne, et le deuxième du Système solaire juste derrière Ganymède la lune de Jupiter. Il est le plus grand satellite de Saturne. Il a été découvert en 1655 par Huygens. Il est le premier satellite observé autour de Saturne. Avec son diamètre de 5 151 km, il est plus grand que la planète Mercure. Sa densité indique que Titan possède un noyau de silicates enrobé d'une importante couche de glace. Au sein de cette couche pourrait exister un mélange de liquide, d'ammoniac et de méthane d'une épaisseur de 100 à 200 km. Le tout serait enveloppé d'une croûte gelée épaisse de 50 à 100 km. La grande originalité de ce satellite et qu'il possède une atmosphère composée à plus de 95 % d'azote, le reste étant du méthane et des traces, entre autres, d'hydrocarbures. Cette atmosphère est très dense et a une épaisseur de 200 à 880 km. Elle produit une brume orange qui occupe la surface du satellite.


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Rhéa est le deuxième plus grand satellite de Saturne par la taille (1 529 km de diamètre). C'est l'un des mondes les plus surprenants de ceux entourant la planète. Tout d'abord, à l'image de Saturne, cette lune est dotée d'anneaux. Ils sont ténus et seraient au nombre de trois. Leur origine pourrait être un impact ayant eu lieu sur Rhéa il y a 70 millions d'années. Autre fait étonnant, une réaction chimique entre le champ magnétique de Saturne et les glaces de surface de Rhéa agiraient sur les molécules d'eau pour libérer l'oxygène, formant une très mince atmosphère autour du satellite.













Japet, le troisième plus grand satellite de Saturne (1 472 km de diamètre en moyenne), a quant à lui une surface bicolore. Son atmosphère tournée vers Saturne est très sombre, l'autre est très brillante, réfléchissant jusqu'à 60 % de la lumière. Ce contraste est dû à la rotation synchrone du satellite, et le matériau colorant la surface sombre pourrait provenir des petites lunes rétrogrades, celles qui tournent dans le sens inverse des aiguilles d'une montre vu depuis l'hémisphère nord de Saturne. Ce matériau serait expulsé lors d'impacts météoritiques sur ces lunes. Pour partie, les poussières de ses impacts rejoindraient l'anneau de Phoebé, puis une partie de ce matériau serait, par la suite, attiré par Japet, si bien qu'il en recouvre et noircit l'hémisphère qui fait dos à Saturne.


Alors que sa masse pourrait le lui permettre, sous l'effet de la gravité, cette lune n'est pas parfaitement sphérique : elle présente une "crête équatoriale" haute de 13 km, similaire à une chaîne de montagnes faisant le tour du satellite, et montre un fort aplatissement au niveau des pôles. Pour obtenir une telle géologie, il faudrait que Japet est une rotation d'une dizaine d'heures, alors qu'elle tourne sur elle-même en 79,33 jours (ce qui est aussi le temps qu'elle met à parcourir son orbite autour de Saturne). Aussi, cette géologie daterait peut-être de la jeunesse du satellite : quand il s'est formé, une épaisse croûte externe s'est constituée sur sa surface, alors qu'il avait une vitesse de rotation plus rapide, vitesse ayant contribué à l'apparition de la crête équatoriale. Japet aurait ensuite été ralenti par les forces de marée de Saturne, jusqu'à devenir synchrone avec la planète. Ce ralentissement aurait été rapide et aurait contribué au refroidissement de la surface du satellite, qui se serait figée avant de ne devenir tout à fait sphérique.