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       - Dans la ronde des soixante lunes  
    Hors série - Science & Vie - 1996-09-01      
    Ils ont toutes les tailles. Certains sont minuscules, d'autres comparables à une petite planète. Certains forment des systèmes réguliers. D'autres sont isolés. Ils n'ont pas tous la même histoire, mais elle est souvent mouvementée. Ce sont les satellites du système solaire.  
   

Les principaux satellites du système solaire

Planète
Satellite
Rayon
Masse
Densité
(km)
1020kg
(103kg m-3)
Terre
Lune
1738
734.9(±0.7)
3.34
Mars
MI Phobos
(13.5±1)x(10.7±0.7)x(9.6±0.7)
1.26(±0.1)x10-4
2.2(±0.5)
MII Deimos
(7.5±31)x(6.0±0.5)x(5.5±1)
1.8(±0.15)x10-5
1.7(±0.5)
Jupiter
JIll Ganymede
2631±10
1482.3±0.5
1.94
JIV Callisto
2400 ±10
1076.6±0.5
1.86
Jl IO
1815±5
894±2
3.57
JII Europe
1569±10
480±2
2.97
Saturne
SVI Titan
2575(±2)
1345.7±0.3
1.881
SV Rhea
764±4
24.9±1.5
1.33
SVIII lapetus
718±8
18.8±1.2
1.21
SIV Dione
559±5
10.5 ±0.3
1.44
SIll Tethys
524±5
7.6±0.9
1.26
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SIl Encelade
251±5
0.8±0.3
1.24
SI Mimas
197±3
0.38±0.01
1.17
Uranus
UlII Titania
800±5
34.3
1.59±0.09
UTV Oberon
775±10
28.7
1.50±0.10
UlI Umbriel
595±10
11.8
1.44±0.28
UT Ariel
580±5
14.4
1.65±0.30
UV Miranda
242±5
0.71
1.26 ±0.39
Neptune
Triton
1750±250
1300±250
-5
Néréide
-200
Pluton
Charon
-500
-0.8
 
    De profondes fractures blanches et noires barrent un paysage parsemé, çà et là, de cratères fantômes. Les toutes premières images de Ganymède, transmises le 27 juin dernier par la sonde Galileo, sont impressionnantes de précision. Jamais encore, l'énorme satellite de Jupiter n'avait été approché d'aussi près. La découverte du riche univers des satellites du système solaire vient d'entrer dans une nouvelle phase.  
    Depuis les années 1980, notamment grâce aux sondes Voyager, on en a répertorié 60. Pour nombre d'entre eux, leur surface a pu être photographiée. La plupart appartiennent aux planètes géantes. Jupiter, par exemple, en compte au moins seize. Saturne, une bonne vingtaine, mais la liste n'est certainement pas close. Certains, tel Ganymède, sont plus gros que la planète Mercure. D'autres, en revanche, ne sont que de gros cailloux de quelques dizaines de kilomètres de diamètre.  
    Tous ces mondes, aux paysages inattendus et encore presque entièrement à découvrir, s'avèrent extraordinairement différents les uns des autres. Ils constituent bien la nouvelle Amérique des astronomes. Après ces drakkars que furent les Pioneer et Voyager, voici donc venu le temps des caravelles : aujourd'hui, Galileo; dans quelques années, la sonde Cassini-Huygens, qui explorera le système de Saturne.  
    Les cartes de ces mondes lointains sont encore imprécises, mais quelques contours de leurs côtes existent déjà. Ainsi sait-on qu'en général, les satellites évoluent sur des trajectoires circulaires, dans le même sens que celui de la rotation de leur planète, et très près du plan équatorial de celle-ci. On parle alors de satellites réguliers. Tel est le cas de b, Europe, Ganymède ou Callisto, autour de Jupiter, ou encore de Titan, Dioné ou Encelade, autour de Saturne.  
    Leurs caractéristiques orbitales suggèrent une origine identique. Il existe aujourd'hui un consensus pour estimer que ces lunes se sont formées à l'intérieur d'un disque de gaz et de poussières entourant leur planète mère. A l'intérieur du disque, des processus de sédimentation, puis d'accumulation des poussières autour de noyaux de plus en plus gros sont ensuite intervenus. En revanche, le détail des mécanismes ayant donné naissance au disque lui-même n'apparaît pas encore clairement.  
    Plusieurs hypothèses sont envisagées. La plus simple suppose la chute directe de la matière de la nébuleuse solaire sur proto-planète. Sa modélisation indique qu'on assiste alors, grâce â l'apparition d'une convection turbulente, â un transport efficace de masse et de moment cinétique vers l'extérieur. Le processus, contemporain de la formation de la planète, aboutit â la formation d'un disque d'accrétion stable et possédant la masse et le sens de rotation attendus.  
    L'origine de certains satellites réguliers ne peut cependant pas se déduire d'un tel schéma. Uranus, par exemple, possède une quinzaine de satellites, aux noms exotiques : Miranda, Ariel, Umbriel … Leurs orbites circulaires s'inscrivent, â l'exception de celle de Miranda, bien sagement sur son plan équatorial, en tournant dans le bon sens.  
    Tout irait pour le mieux, si ce n'était une bizarrerie : l'axe de la planète est complètement couché sur son plan de révolution. Une singularité qui suggère qu'Uranus a dû basculer de pratiquement 100° depuis le début de sa formation. Comment cela a-til pu se produire ? Et surtout, comment expliquer que les orbites des satellites aient accompagné docilement le basculement pour rester arrimées au plan équatorial de la planète ?  
    On peut déjà supposer que la formation de ces lunes est postérieure au basculement d'Uranus. Tout devient encore plus clair si l'on admet, de surcroît, qu'un événement unique est la cause de tout : un impact titanesque, la collision de la proto-Uranus avec un corps de la masse de la Terre !  
    Un tel choc a très bien pu faire basculer sur son axe la planète en formation, tout en arrachant â celle-ci assez de matière pour donner naissance au disque à l'origine des satellites. Un cataclysme analogue est d'ailleurs aujourd'hui invoqué pour expliquer la formation de la Lune.  
    Les lunes de Neptune pourraient, elles, résulter d'une histoire tout autant pleine de bruit et de fureur. Selon les conceptions actuelles, un premier système satellitaire se serait d'abord formé. Peut-être, comme dans le cas d'Uranus, à partir d'un disque provoqué par un impact géant. Mais, très vite, un intrus fait son apparition : Triton, qui vient de loin.  
    En effet, ce globe gelé, presque aussi gros que la Lune, présente aujourd'hui l'étrange particularité de parcourir son orbite en sens contraire de celui la rotation de Neptune. Un fait qu'on ne peut s'expliquer que si Triton a été capturé par l'attraction gravitationnelle de Neptune, puis satellisé.  
    L'arrivée de Triton dans la zone d'attraction de Neptune va déstabiliser les orbites des satellites déjà présents. Néréide, une lune de 350 km de diamètre, se voit, par exemple, entraînée sur une orbite inclinée et très allongée, mais survivra. Les autres non.  
    Les perturbations gravitationnelles introduites par Triton favorisent les collisions mutuelles de la première génération de satellites de Neptune. Des mondes se brisent et s'éparpillent. Au moins restera-t-il un grand nombre de débris dispersés en anneau sur le plan équatorial de la planète, à partir desquels d'autres lunes renaîtront. Outre Néréide, probablement rescapé d'une autre époque, Neptune compte aujourd'hui au moins six satellites de plus, d'un diamètre moyen d'une centaine de kilomètres.  
    Triton, quant à lui, représenterait une relique de la formation primordiale du système solaire. Comme le couple Pluton-Charon, il serait ce qui reste d'un grand nombre de petites planètes de glace nées dans la zone d'influence d'Uranus et de Neptune, et éjectées par ces planètes en formation vers la ceinture de Kuiper.  
    Dans le cas des deux minuscules satellites de Mars, Phobos et Deimos, on retient généralement une autre hypothèse. Ils se seraient formés en même temps que leur planète, à partir de planétésimales entrées dans la sphère d'influence de celle-ci.  
    De petits satellites comme Phoebé, la lune la plus lointaine de Saturne, ou encore les quatre petits satellites externes de Jupiter (Pasiphaé, Sinope, Carme et Anankè) pourraient être d'anciens fragments d'astéroïdes capturés. En effet, de forme irrégulière, circulant sur des orbites rétrogrades, tous ces objets sont apparemment recouverts du même matériau foncé que certains astéroïdes …  
    Reste que, quel que soit le mécanisme à l'origine du disque d'accrétion, les satellites ont grandi à partir d'une accumulation d'objets plus petits. De multiples collisions les ont donc conduits à leur taille actuelle.  
    Ce processus est très rapide Ganymède, le plus gros des satellites, a atteint sa taille en moins de 10'000 ans. Formés par accrétion, tous les satellites des planètes géantes, ou même les petites planètes, comme Triton et Pluton, se composent d'un mélange de glace (d'eau, de méthane ou d'ammoniaque) et de silicates. Ces derniers contiennent des éléments radioactifs.  
    Cette accrétion, par ses conséquences étranges, a conditionné pour une grande part le devenir des satellites. Selon quels processus ?  
    Quand le satellite se forme, la chaleur résultant des collisions qui le font grossir se distribue à sa surface. La température de celle-ci augmente donc en proportion de la taille du satellite, jusqu'à ce que, l'accrétion étant terminée, l'intérieur se retrouve plus froid que la surface. Cette différence de température est d'autant plus grande que le satellite est gros.  
    Il résulte de cette configuration initiale un certain nombre de conséquences importantes.  
    La première est évidente. En se refroidissant progressivement, la surface du satellite se contracte. Des tensions et contraintes apparaissent qui peuvent devenir suffisantes pour casser la glace de la surface et créer des fractures. C'est ainsi qu'on explique la présence de failles sur des objets relativement petits comme Dione, Rhea ou Umbriel.  
    Le deuxième effet concerne l'architecture interne des satellites.  
    Dans certains cas, la température de la surface peut atteindre des valeurs telles que la glace fond sur toute une portion du satellite. Les silicates qu'elle contenait vont alors se déposer au fond de cette couche liquide et former une couche dense à sa base. Puis, le refroidissement de la surface s'effectuant, la glace fondue va se solidifier à nouveau, tandis que la couche de silicates, plus dense que le mélange de glace et de silicates sur lequel elle repose, va tendre à migrer vers le cour du satellite pour y former un noyau rocheux.  
    Ce processus de différenciation s'étale sur environ 500 millions d'années. A son terme, le satellite se retrouve composé d'un noyau rocheux entouré d'un manteau de glace et de silicates, le tout surmonté d'une couche de glace pure. Le degré de cette différenciation dépend de deux facteurs : la dimension du satellite et la température de fusion du matériau.  
    Concernant la dimension, nous l'avons dit plus le satellite est gros, plus la température de sa surface est élevée et par suite, plus l'étendue de la fonte est importante. Les seuls satellites à se différencier sont donc les plus gros.  
    Pour ce qui est de la température de fusion du matériau, à taille égale, c'est-à-dire à distribution de température identique, la fonte de la surface sera d'autant plus importante que la température de fusion du matériau sera basse. Ainsi, Titan, de taille identique à Ganymède, serait plus différencié parce que la glace d'eau et d'ammoniaque qui le compose fond à -100°C alors que la glace d'eau pure qui compose Ganymède ne fond qu'à partir de 0°C.  
    Cette étape de différenciation étant terminée, surviennent de nouvelles épreuves.  
    La première est celle des marées. Juste après leur formation, les satellites suivaient des orbites plus excentriques que leurs orbites actuelles et ils n'étaient pas synchronisés : ils ne montraient pas toujours la même face lors de leur révolution autour de la planète, comme le fait la Lune aujourd'hui.  
    Sous l'effet de ces deux phénomènes, circularisation des orbites et synchronisation, les satellites ont subi des déformations globales. Des contraintes ont ainsi pu apparaître qui ont abouti à casser leur surface. On peut en voir les traces sur Rhéa ou Dioné.  
    La stabilisation de l'orbite étant un phénomène relativement rapide, les structures que l'on peut y associer sont relativement anciennes. Un cas particulier est celui de Io, l'un des satellites de Jupiter qui, bien que synchronisé, montre aujourd'hui une forte activité volcanique. Elle résulte des effets de marée liés à la proximité d'Europe.  
    Ces phénomènes de résonance entre satellites provoquent des déformations périodiques de tout le satellite par l'effet des forces de marée. Une partie de l'énergie mécanique se transforme en chaleur. Elle entretient 'activité volcanique spectaculaire de Io, révélée par les sondes Voyager.  
    Le même phénomène permet d'expliquer les traces de volcanisme et d'activité que l'on observe sur des objets comme Encelade, Miranda ou Ariel; eux-mêmes trop petits pour que les sources de chaleur interne puissent avoir un quelconque effet.  
    Dans le cas des gros satellites, ces sources peuvent en revanche générer d'énormes quantités de chaleur. Elles proviennent de la désintégration des éléments radioactifs contenus dans les silicates.  
    Pour évacuer cette chaleur, la simple conduction thermique n'est pas assez efficace. Dans ce cas, c'est la glace solide elle-même qui se met en mouvement pour transporter la chaleur des parties chaudes vers la surface froide. Ce phénomène, dit de convection, évacue la chaleur de façon beaucoup plus efficace et a un rendement bien meilleur pour refroidir. II est à l'origine de la tectonique des plaques sur Terre.  
    Sur les satellites, plus petits que la Terre, la convection a moins d'ampleur, mais les mouvements créés sont suffisants pour entraîner une déformation sensible de la surface, comme on peut le voir, par exemple, sur Dioné.  
    En outre, un phénomène lié à la glace elle-même s'ajoute à la convection ce sont ses transitions de phases. La glace est l'un des solides qui en possède le plus, une dizaine environ. Quand on augmente la pression, il arrive que la glace adopte un réseau cristallin plus compact.  
    La transition d'une phase à l'autre est définie par une limite qui dépend de la température et de la pression. Il existe deux types de transitions de phase. L'une libère de la chaleur quand on la traverse : elle est exothermique. L'autre au contraire en absorbe t elle est endothermique.  
    A l'intérieur des plus gros satellites, comme Ganymède, Callisto ou Titan, les pressions sont assez grandes pour que plusieurs phases coexistent. La nature de leur transition va affecter la circulation globale des mouvements convectifs à l'intérieur des satellites.  
    On peut démontrer que les transitions endothermiques représentent, d'un point de vue dynamique, une barrière aux mouvements de convection. L'évacuation de la chaleur perd alors en efficacité et le satellite se réchauffe.  
    C'est ce qui se produirait à l'intérieur de Titan. Les températures atteintes seraient suffisantes pour faire fondre localement la glace d'eau et d'ammoniaque qui le compose. Le dégazage continu d'azote en résultant participerait à la formation et à l'entretien de l'atmosphère qui entoure Titan. Cette atmosphère, qui sera étudiée par la sonde Cassini-Huygens au début du siècle prochain, pourrait ainsi être le lieu d'une chimie complexe préfigurant la vie. Mais ceci est une autre histoire.  
               
               
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