UNE MULTITUDE DE SATELLITES !

On sait aujourd'hui que le bestiaire des satellites Saturniens recèle une grande variété de lunes, et l'on ira sans doute rapidement de découvertes en découvertes quant à leur nombre et quant à leur nature. Au 8 octobre 2019, 82 satellites sont confirmés autour de Saturne, dont 76 confirmés (53 numérotés et nommés, 23 en attente de numérotation). 82 au 8 octobre 2019 contre seulement 33 en 2005 ! A cette date, c'est trois de plus que Jupiter, qui en possède 79, ce qui fait de Saturne la planète du Système Solaire possédant le plus de satellites (lunes).Tu te rends compte ma cousine, ça va vite tout ça, hein ?  

Le système saturnien est unique dans le Système solaire au point de vue de ses propriétés physiques et orbitales. Alors qu'avec Mercure, Vénus, la Lune, la Terre, Mars et les satellites de Jupiter, on connaissait deux catégories de tailles de corps solides – d'une part, de « gros » corps sphériques de diamètre supérieur à 3 000 kilomètres, d'autre part, de petits corps non sphériques, de grand axe inférieur à 230 kilomètres –, le système saturnien comprend trois classes de satellites : un « gros » satellite, Titan (5 150 km de diamètre), des dizaines de "petits" satellites non sphériques (dimensions inférieures à 400 km) et six satellites sphériques de taille intermédiaire (diamètres compris entre 400 et 1 500 km) : Mimas, Encelade, Téthys, Dioné, Rhéa et Japet.

Si les hypothèses autour de leur composition tendent à prédire qu'ils sont constitués de glaces et de roches, à l'image des anneaux qui entourent la planète, les scientifiques pensent aujourd'hui, en se fondant sur l'observation de leur mouvement, qu'ils n'ont pas tous la même origine. Face à des compositions et des origines hypothétiques, on classe ces satellites en fonction de leurs caractéristiques orbitales.

(Voir le bestiaire des satellites Saturniens).

LE MOUVEMENT ORBITAL DES SATELLITES DE SATURNE

Les satellites les plus proches de la planète sont situées au sein des anneaux, juste au-delà de la limite à partir de laquelle il devient possible qu'un satellite prenne forme sans être détruit par les forces de marée de sa planète. Il s'agit de la limite de Roche (explication par images - mathématiques) du nom de son découvreur.

Ces satellites qui orbitent dans les divisions au sein des anneaux en bordure d'anneaux sont dits "bergers", ou "satellites gardiens", car il "nettoient" les matériaux sur leur orbite en expulsant ou en accrétant les glaces qu'ils rencontrent sur leur passage, et sont ainsi responsables de la délimitation des anneaux par leur gravité.

Ainsi, le satellite Pan a, en grande partie, contribué à la formation de la division d'Encke en étant en orbite dans cette zone de l'anneau A. Dans ce même anneau, le satellite Daphnis entretient la division de Keeler au sein de laquelle il est en orbite. Ces effets sont avérés, car on observe des vagues, des ondulations provoquées par une perturbation gravitationnelle, dans les anneaux de part et d'autre de la division au passage de ces satellites. Par ces phénomènes d'accrétion, les satellites bergers sont donc constitués du même matériau que les anneaux où il se trouve et se sont sans doute formés après l'apparition des anneaux.

D'autres satellites de Saturne ont un impact indirect sur les anneaux de la planète et sur leurs divisions, par effet de résonance orbitale, alors qu'ils sont plus lointains que les satellites bergers. Ainsi, les particules qui orbitent à l'intérieur de la division de Cassini sont en résonance 1:2 avec la lune ni Mimas, 1:3 avec Encelade et 1:4 avec Téthys. Au sein de la division d'Encke, cette résonance est de 2:3 avec Mimas et 1:3 avec Téthys. Ces résonances orbitales ont tendance à agir sur les trajectoires de ces particules, ce qui après quelques millions d'années à créer ces deux divisions. (Voir le bestiaire des satellites Saturniens).

LES SATELLITES RÉGULIERS

Les satellites réguliers sont qualifiés ainsi, car ils orbitent sur le même plan que les anneaux, et de fait sur le même plan que l'équateur de Saturne. Ils ont un mouvement prograde, ce qui signifie que, depuis le pôle Nord de la planète, on voit ces satellites tourner autour de Saturne dans le sens des aiguilles d'une montre. Ce mouvement prograde indiquerait que le satellite s'est bien formé autour de sa planète, que ce soit lorsque Saturne s'est constitué ou bien plus tard au sein des anneaux.

On trouve dans cette catégorie, qui compte 24 satellites, les lunes dites "majeures" de la planète, c'est-à-dire les plus grosses, celles qui ont une masse suffisante pour être quasiment sphériques : Mimas, Encelade, Téthys, Dioné, Rhéa, Titan et Japet.

Il n'y a pas de lune en deçà de la division de Cassini. Le satellite régulier le plus proche de Saturne que l'on connaisse est S/2009 S 1 (découvert en 2009, il n'a pas encore été nommé). Il est large de 300 m et se situe à 117 000 km du centre de Saturne. Viennent ensuite les petites lunes Pan, Daphnis, Atlas, Prométhée et Pandore, qui sont des satellites bergers. De formes irrégulières, la largeur va de 8 à 80 km.

Entre les anneaux F et G, on trouve le binôme formé par Epiméthée et Janus. Il s'agit de deux satellites co-orbitaux (satellite qui partage son orbite avec un autre satellite). Ces deux lunes, larges de plus de 100 km, échangent leurs orbites tous les quatre ans. Un peu plus loin, dans l'anneau G, on trouve le petit satellite Egéon, d'une largeur de 500 m. Au-delà de l'anneau G et au sein de l'anneau E, on trouve les satellites majeurs les plus proches de Saturne, qui sont qualifiés d'internes : Mimas, Encelade, Téthys et Dioné. Leur diamètre va de prés de 400 à plus de 1000 km. Télesto et Calypso sont les satellites troyens de Téthys. Pollux et Hélène sont ceux de Dioné. Leur épaisseur n'excède pas les 25 km. Mimas et Encelade ont dans leur giron gravitationnel un petit groupe de satellites appelés alcyonides : Méthone, Anthée, et Pallène.

Les satellites majeurs les plus éloignées de Saturne sont quant à eux qualifiés d'externes. Ils sont situés au-delà de l'anneau E. Il s'agit de Rhéa, Titan et Japet. Leur diamètre est supérieur à 1 400 km. Quant au diamètre de Titan, la plus grande lune de Saturne, il est de 5 151 km. Ce dernier a un petit compagnon large de 266 km, Hypérion, qui est en résonance avec Titan : il fait exactement trois tours de Saturne quand Titan en fait quatre.

En plus des 24 satellites réguliers, 150 petites lunes, larges d'une centaine de mètres, orbiteraient dans ses anneaux. Leur existence est à confirmer - et elles sont sans doute bien plus nombreuses. Ces lunes n'ont été observées que de manière indirecte : elles orbitent au sein des anneaux principaux, et leurs passages sont trahis par des structures en forme d'hélice à deux pales, provoquées par la force gravitationnelle que ces lunes auraient sur le matériau des anneaux lors de leurs passages.

Les satellites réguliers sont essentiellement composés de glace. Ils sont situés en majorité au-delà de l'anneau F et de la limite de Roche du système Saturnien, limite en deça de laquelle la gravité de Saturne empêcherait la formation d'un satellite, car le matériau subirait un trop fort effet de marée.

(Voir le bestiaire des satellites Saturniens).

LES SATELLITES IRRRÉGULIERS

Pour être qualifié de satellites irréguliers, ce dernier doit répondre à au moins l'un des critères suivants :

– être sur une orbite distante, inclinée, rétrograde ou prograde (mais le plus souvent rétrograde)

et/ou

– ne pas être aligné sur le plan équatorial de Saturne

Les chercheurs pensent que les satellites répondant à au moins l'un de ces deux critères ont été "capturés", plutôt que formés par leur planète. C'est pourquoi ils sont dits "réguliers".

La lune Phoebé, par exemple, pourrait être une comète prise dans le champ gravitationnel de Saturne et qui aurait fini par fabriquer, à force d'impacts de reçus, un vaste anneau tout le long de son orbite. Ces satellites ont été réunis dans trois groupes selon leur inclinaison, bien que les connaissances actuelles ne permettent pas d'affirmer que les objets au sein de chaque groupe auraient une origine commune.

À une distance de 11 à 18 millions de kilomètres de Saturne, on trouve les satellites du groupe inuit. Ces objets aux diamètres allant de 7 à 40 km sont nommés en hommage aux divinités inuits : Kiviuq, Ijirak, Paaliaq, Siarnaq et Tarqeq. L'orbite de ces objets est progrades et inclinée de 40 à 50° par rapport à l'équateur de Saturne. Tous semblent avoir la même composition chimique, si bien qu'ils pourraient avoir pour origine un même objet qui fut détruit par un impact.

Le groupe celte est un regroupement de quatre satellites aux orbites progrades et dont l'inclinaison va de 35 à 40° par rapport à l'équateur Saturnien. Ces particularités pourraient indiquer qu'il s'agissait à l'origine d'un objet plus grand. Les divinités celtes retenues pour les nommer sont Albiorix, Erriapus, Bebhionn, et Tarvos. Ces satellites sont situés entre 16 et 18 millions de kilomètres de la planète et ont des diamètres compris entre 6 et 32 kilomètres.

Le groupe nordique, dont les orbites sont rétrogrades, est quand à lui plus étendue : : la lune la plus proche de Saturne est Phoebé, à 13 millions de kilomètres, et la plus éloignée est à 25 millions de kilomètres de la planète. Le nom des objets de ce groupe fait référence à la mythologie nordique (à l'exception de Phoebé, qui fut découverte bien avant cette norme).

Phoebé est de loin le plus grand satellite du groupe nordique, avec un diamètre de 214 km. Les autres objets de ce groupe ont un diamètre de moins de 20 km. Il s'agit des lunes Skathi, Narvi, Mundilfari, Suttungr, Thrymr, Ymir, Aegir, Belgermir, Bestla, Farbauti, Fenrir, Fornjot, Greip, Hati, Hyrrokkin, Jarnsaxa, Kari, Loge, Skoll, Surtur. En plus de ces 21 satellites, 8 petits demandent encore à être authentifiés qui sont S/2004 S 7, S/2004 S 12, S/2004 S 13, S/2004 S 17, S/2006 S 1, S/2006 S 3, S/2007 S 2, et S/2007 S 3.

Au contraire de ceux des groupes inuits et celtes, les paramètres orbitaux des satellites nordiques sont très variés, avec des orbites très inclinées, par exemple, de 136 à 175° par rapport à l'équateur de Saturne. Une meilleure connaissance des corps de ce groupe conduira sans doute les chercheurs à déterminer des sous-groupes. En effet, au vu de la petite taille des objets composant le groupe nordique, mais aussi les groupes cette et inuit, il est difficile pour les chercheurs d'en déterminer la composition, et ils peuvent surtout pour le moment les classer selon leurs orbites et essayer d'en déduire des origines de formation qui demeurent très hypothétiques.

(Voir le bestiaire des satellites Saturniens).

Maintenant, je te laisse admirer la photo extraordinaire de groupe de

cinq satellites de Saturne prise par la sonde Cassini le 29 juillet 2011

(puis, dessous cette photo, tu as la même avec quelques explications)

 

JANUS ET ÉPIMÉTHÉE : UN BALLET PERPÉTUEL AUTOUR DE SATURNE

La sonde Voyager 1, lancée en 1977 afin d’explorer Jupiter, Saturne et leurs cortèges de satellites, confirma en 1980 l’existence de deux nouvelles lunes de Saturne : Janus et Épiméthée. En comparaison avec les lunes Titan, Japet, Rhéa, Dione ou Téthys dont le diamètre dépasse le millier de kilomètres, Janus et Épiméthée sont des petits objets avec un diamètre de l’ordre de 100 kilomètres. Toutefois, ces satellites ont la remarquable propriété d’être les seuls corps connus du système solaire à évoluer sur des trajectoires en "fer-à-cheval" où tous les quatre ans, l’un et l’autre se rapprochent et échangent leurs orbites : le plus proche de Saturne passant sur l’orbite externe et inversement.

Janus (J) et Épiméthée (E) orbitent à une distance moyenne de Saturne (S) de 151440 kilomètres (soit 2.5 fois le rayon de la planète) en effectuant leur révolution en un peu moins de 17 heures. En première approximation, ces deux satellites décrivent dans un même plan des orbites circulaires dont les rayons diffèrent d’une cinquantaine de kilomètres, c’est-à-dire moins que leurs tailles respectives. Des collisions sont donc possibles a priori.

En février 1980, lors de l’observation de Voyager 1, les deux lunes se situaient de part et d’autre de Saturne, Janus gravitant sur l’orbite la plus externe (voir la figure a ci-dessus). Une analyse grossière basée uniquement sur la troisième loi de Kepler implique qu’Épiméthée rattrape lentement Janus ce qui, compte tenu de leurs dimensions, engendrerait inévitablement une collision au cours de l’année 1982.

Or cette collision n’eut jamais lieu.

En effet, lorsqu’Épiméthée rattrapa Janus, il y eut rencontre proche : leurs interactions gravitationnelles mutuelles devinrent suffisamment fortes pour modifier significativement leurs trajectoires circulaires. De ce fait, sans jamais être dépassée par Épiméthée, Janus accéléra en se décalant vers l’orbite interne tandis qu’Épiméthée ralentît et « tomba » sur l’orbite externe (voir la figure b ci-dessus). Janus s’éloignant d’Épiméthée, leurs interactions gravitationnelles mutuelles faiblirent ce qui "figea" leurs orbites sur des cercles (quasi) identiques à l’instant précédent la rencontre proche.

Il y eut ainsi échange d’orbites sans que les deux lunes n’entrent en collision, leur distance minimale ayant été de 14000 kilomètres (l’influence gravitationnelle de Saturne sur la dynamique des lunes restant dominante par rapport aux interactions mutuelles des deux lunes). Cet échange ne fut pas instantané mais s’effectua de manière continue et relativement lente pendant environ 8 mois.

Depuis sa découverte, ce "ballet" gravitationnel est observé tous les quatre ans (aussi bien par des sondes spatiales orbitant autour de Saturne que par des télescopes professionnels sur Terre). La figure ci-dessus constituée de trois images prises par la sonde Cassini en 2006, ainsi qu’une vidéo de la NASA fournissent l’exemple d’un moment où Janus "passe devant" Épiméthée et devient alors la lune interne du système (comme observé en 1982). Bien que les deux lunes semblent très proches dans la seconde image, Janus se situe à plus de 40000 kilomètres d’Épiméthée.

Le fait que les rayons des orbites soient presqu’égaux et donc que leur périodes orbitales soient quasi-identiques engendre des comportements particuliers, caractéristiques d’une dynamique en résonance (comme celle qui apparaît dans le mouvement entretenu d’une balançoire).

(Voir le bestiaire des satellites Saturniens)

Sur la notion de résonance

Pour Janus et Épiméthée, c’est une résonance « 1:1 » ou « co-orbitale » qui est à l’oeuvre. Une bonne manière d’observer leurs interactions est de représenter le mouvement relatif des lunes vu par un observateur Saturnien tournant sur lui-même à la vitesse angulaire moyenne de Janus et Épiméthée. Ainsi, avec ce référentiel représenté dans la figure 3, les lunes parcourent des trajectoires en fer-à-cheval sur une période de 8 ans ce qui correspond à plus de 4000 révolutions autour de Saturne.

Et enfin, pour terminer avec les lunes mineures de Saturne, la première photo de satellitte

faite par la sonde Cassini quand elle entra dans le système saturnien, et en passant

seulement à 2 068 kms de l'objet, le 11 juin 2004, j'ai nommé : la lune Phoebé !

(Voir le bestiaire des satellites Saturniens)