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Saturne, dieu du temps et père de Jupiter Les satellites (IV) Avant l'exploration spatiale, on dénombrait 10 satellites autour de Saturne dont Titan qui mesure 5150 km de diamètre. Il fut découvert par Christiaan Huygens en 1655 à la magnitude 8.3. Quatre autres satellites oscillent entre 1060 et 1530 km de diamètre : Téthys, Dioné, Rhéa et Japet à mesure qu'on s'éloigne de Saturne. Les trois premiers ont une magnitude comprise entre 9.7 et 10.4 et sont visibles comme des étoiles dans une petite lunette de 80 mm de diamètre. Ils furent découverts par Cassini entre 1655 et 1684.
Ensuite, c'est William Herschel qui découvrit Encélade le 28 août 1789 au moyen de son télescope de 1.20 m (48") de diamètre et de 12 m (40') de focale appelé le "Forty Foot" (cf. U.Chicago). Puis, il découvrit Mimas le 17 septembre 1789 au moyen d'un télescope de 30 cm de diamètre (12") et 6 m (20') de focale construit en 1783, appelé le "Twenty Foot" (cf. J.A. Bennett, 1976). Grâce aux découvertes des sondes spatiales Pioneer, Voyager et Cassini, Saturne compte aujourd'hui au moins 83 satellites. 28 satellites furent découverts par l'équipe de David Jewitt alors à l'Université d'Hawaï et aujourd'hui à l'UCLA. 20 satellites furent découverts en 2019 par l'équipe de Scott Sheppard (qui avait déjà découvert 12 nouveaux satellites de Jupiter en 2018) de l'Institut Carnegie des Sciences grâce au télescope Subaru installé à Hawaï. Le 83e satellite catalogué S/2019 S 11 fut découvert le 16 novembre 2021 (cf. MPEC 2021-W14). Seuls 13 satellites ont un diamètre supérieur à 50 km. Voici par exemple la trace du 22e satellite (GIF de 184 KB) photographié par le CFHT d'Hawaï le 23 septembre 2000. A quelle époque se sont formés ces satellites ? Selon des simulations réalisées en 2016 par Matija Ćuk de l'Institut SETI et ses collègues basées sur la distance actuelle des satellites les plus proches de la planète (Téthys, Dioné, Rhéa), en tenant compte des résonances orbitales entre Dioné et Rhéa (5:3) et entre Téthys et Dioné (3:2), ils estiment que Téthys et Dioné se sont formés il y a environ 1.1 milliard d'années et Rhéa il y a seulement 100 millions d'années, à l'époque du Crétacé. Vu leur forme régulière, ils se seraient formés à partir d'un disque mince de débris protosatellitaires à proximité de leur position actuelle. Il y a plus d'un milliard d'années, ce disque devait s'étendre jusqu'à environ 10 rayons de Saturne et représenter la masse combinée de ces lunes de taille moyenne. Enfin, Titan se serait formé avant les autres satellites mais on ignore s'il s'agit du tout premier satellite de Saturne où s'il résulte de l'instabilité d'un satellite plus ancien. Mis à part Titan, Encélade est le plus intéressant car il est toujours en activité. Mimas et Hypérion présentent également d'intéressantes formations ainsi que Phoebé qui cache un manteau d'eau glacée. Voyons tout ceci en détails.
Titan Titan est plus volumineux que Mercure mais plus petit que Ganymède. C'est l'une des rares lunes ayant conservé une épaisse atmosphère. Malheureusement, elle nous empêche d'observer sa surface. Il a donc fallu la photographier en infrarouge avec le Télescope Spatial Hubble avant d'y envoyer la sonde spatiale Cassini et l'atterrisseur Huygens (prononcé à la hollandaise "oeil-gèns") pour lever le mystère qui l'enveloppait. Le sujet étant vaste et trop passionnant pour être résumé en quelques paragraphes, on reviendra en détails sur Titan dans l'article suivant. A lire : Titan et la mission Cassini-Huygens
Mimas, alias "Death Star" Mimas est une petite lune de 397 km de diamètre qui fut découverte par Herschel en 1789 en même temps qu'Encélade. Mimas gravite à 185000 km du centre de Saturne, donc juste au-dessus de l'anneau G extérieur et brille à la magnitude 12.8. La physionomie de Mimas nous rappelle quelque chose de connu, un objet qui fait aujourd'hui partie de notre culture cinématographique...En effet, la surface de Mimas est dominée par un immense cratère d'impact de 130 km de diamètre et de 10 km de profondeur dont les remparts s'élèvent à 5 km d'altitude. Sa forme fait inévitablement penser à la planète artificielle de Dark Vador dans "Star Wars", Death Star. La coïncidence est étonnante d'autant que ni les scénaristes ni George Lucas n'y avaient pensé.
Les fontaines d'Encélade Encélade mesure 499 km de diamètre et brille à la magnitude 11.8. Il gravite à environ 235000 du centre de Saturne, soit un peu au-delà de l'Anneau G et au coeur même de l'anneau E qu'il alimente grâce à son activité cryovolcanique (voir plus bas). Encélade est en résonnance 2:1 avec Dioné. Comme la plupart des satellites glacés de Saturne, Encélade présente une densité de 1.2. Il est en fait enveloppé d'un manteau de glace et de neige recouvrant un petit noyau rocheux. Du fait de sa surface glacée, Encélade réfléchit pratiquement 100% de la lumière du Soleil. C'est également pour cette raison qu'il présente une température superficielle très froide de -201 °C.
Encélade ne présente pratiquement aucun cratère de diamètre supérieur à 35 km. Sa surface est constituée d'un mélange assez curieux de cratères aux remparts doux et arrondis, de plaines, de montagnes et de zones de fractures très complexes qui ont déformé son écorce. Grâce à la mission Voyager 2 de 1981, les astronomes savaient qu'Encélade était le siège d'une activité géologique. En effet, son relief qui semble avoir été fondu indique que l'intérieur est peut être encore liquide, même s'il aurait déjà dû être froid et solidifié depuis des milliards d'années. Les astronomes pensent qu'Encélade est réchauffé par un mécanisme de marée similaire à celui qui se produit sur le satellite Io de Jupiter. L'orbite d'Encélade est également perturbée par le champ gravitationnel de Saturne et par les deux gros satellites proches, Téthys et Dioné. Tous ces phénomènes génèrent des actions mécaniques sur Encélade et libèrent un peu de chaleur. Pour essayer de préciser ces hypothèses et les modèles d'Encélade, en 2005 la NASA envoya la sonde spatiale Cassini survoler par trois fois Encélade et y effectuer des mesures dans différents rayonnements. Les mesures infrarouges ont révélé que la région du pôle Sud avait une température 20° supérieure à celle des régions environnantes, -188°C contre -208°C (85 K contre 65 K) alors que les modèles ne prévoyaient qu'une différence de 15° et aucun réchauffement particulier au pôle Sud. Les mesures de la température réalisées par l'instrument RADAR à 2.2 cm de longueur d'onde au-dessus d'une faille des "rayures de tigre" ont également indiqué que celle-ci était 17° plus chaude que la surface glacée située à quelques dizaines de kilomètres de distance (voir image ci-dessus). De nouvelles mesures réalisées en 2017 sur une portion de 500x25 km indiquent qu'en fait toute la région est plus chaude, suggérant que cette chaleur est produite et transportée sous l'écorce d'Encélade et qu'il pourrait exister un océan souterrain quelques kilomètres sous la surface glacée. Ensuite, au cours de deux occultations d'étoiles par Encélade (Lambda Scorpii en février 2005 et Bellatrix en juillet de la même année), le spectromètre imageur UV de Cassini détecta l'extinction progressive de la luminosité de ces étoiles près du limbe d'Encélade, preuve incontestable de la présence d'une atmosphère autour de cette lune. L'étude spectrale mis en évidence de la vapeur d'eau. Des examens complémentaires confirmèrent que ces jets d'eau glacée n'émanent pas de toute la surface d'Encélade mais se concentrent principalement dans les failles autour du pôle Sud. Déjà en mars 2005, le magnétomètre de Cassini avait mis en évidence une déflection du champ magnétique de Saturne autour d'un objet conducteur, plus exactement autour de la position d'Encélade. Cela signifiait concrètement que le plasma chaud entourant Saturne était dévié par une atmosphère assez étendue, d'au moins 500 km d'épaisseur.
Enfin, le 27 novembre 2005 les astronomes révélèrent une découverte encore plus étonnante (faite en janvier 2005). Comme on le voit ci-dessous, en photographiant le croissant d'Encélade à contre-jour, ils découvrirent ce que le JPL baptisa les "fontaines d"Encélade". Le pôle Sud d'Encélade à hauteur des fameuses "rayures de tigre" rejette dans l'atmosphère d'innombrables et puissants jets de vapeur d'eau mêlé de poussière jusqu'à 505 km d'altitude qui retombent ensuite lentement sur le sol gelé sous forme de paillettes ! Sur place, le spectacle de ces immenses fontaines s'élevant vers le ciel doit être féérique ! Si la surface d'Encélade est pratiquement blanche et les cratères peu profonds, c'est parce que sa surface est recouverte en permanence de cette fine neige retombant des cryovolcans. Selon Andrew Ingersoll du Caltech, ces jets de vapeur sont émis par des évents sous pression situés dans des zones de fractures. Ces jets d'eau contiennent également du méthane, de l'acétylène (C2H2), du gaz carbonique et de l'azote. En d'autres termes, ce sont des briques prébiotiques avec tout le potentiel qu'elles pourraient engendrer dans le contexte d'une éventuelle vie extraterrestre. Les chercheurs ont également détecté dans ces plumes d'eau glacée de l'ammoniac, de l'argon, de l'acide cyanhydrique (HCN) et même des molécules riches en carbone contenant plus de 200 atomes, c'est-dire dix fois plus lourdes que le méthane (cf. W.S.Lewis et al., 2009; SwRI, 2018; J.S. Peter et al., 2023). Dans ces conditions, on peut tout espérer, même trouver de la vie avec un peu de chance sur Encélade ! Pour que ces aérosols soient portés à une si haute altitude, ils doivent présenter une certaine densité ce qui implique une température étonnamment chaude pour un corps aussi froid qu'Encélade. Les analyses ont révélé que cette vapeur présente une température de 0°C alors que sa surface est 200° plus froide ! Cela veut également dire qu'il est possible qu'Encélade dispose des conditions propices au développement d'une forme élémentaire de vie, à confirmer in situ.
Ceci dit, comme nous l'avons expliqué (cf. page 2) en 2018 James O'Donoghue du GSFC et ses collègues ont découvert que de la poussière glacée et ionisée tombait des anneaux dans la haute atmosphère de Saturne, notamment à la latitude où le champ magnétique de Saturne croise l’orbite d’Encélade. La vapeur qu'on observe à haute altitude au-dessus d'Encélade n'est sans doute pas uniquement émise par les geysers mais émane également de la fine bruine tombant continuellement des anneaux à raison de plusieurs tonnes par seconde. Une épaisse couche de neige et des dépôts de glace fraîche Dans un article publié dans la revue "Icarus" en 2023 (lire aussi B.Southworth et al., 2022), Emily S. Martin du Musée National de l' Air et de l'Espace (NASM) de l'Institut Smithsonian et ses collègues ont analysé les images prises par la sonde spatiale Cassini et ont découvert que l'épaisseur de la couche de neige (régolite) varie sur la surface d'Encélade. Les chercheurs ont déterminé la hauteur de neige à partir de l'angle de pente, une méthode qui a fait ses preuves sur Terre pour l'étude des couches enneigées, notamment en Islande, et en planétologie, pour mesurer l'épaisseur du régolite sur la Lune, les astéroïdes (Gaspra, Ida, Eros et Cérès), Phobos, Mars et Encélade. Le schéma suivant explique comment calculer l'épaisseur du régolite (débris ou neige) :
Document E. S. Martin et al. (2023) adapté de D.Wyrick et al. (2004) par l'auteur. Selon les chercheurs, "Quinze régions ont été analysées, où la couche de régolite varie entre 247 et 552 mètres d'épaisseur. De manière générale, le régolite s'épaissit à proximité de l'équateur dans les terrains cratérisés faisant face à Saturne et s'amincit avec l'augmentation de la distance à partir de 0° de longitude. La distribution de l'épaisseur du régolite dans les terrains cratérisés anti-saturniens n'obéit pas au même schéma." A l'endroit le plus épais, la couche de neige atteint 700 mètres d'épaisseur. Dans un article publié en 2020, des chercheurs du JPL ont analysé 13 années de données enregistrées par l'instrument infrarouge VIMS de Cassini. Comme on le voit ci-dessous à gauche, les chercheurs ont apporté la preuve que de la glace fraîche (en terme astronomique) recouvrait également l'hémisphère nord d'Encélade, principalement sa face avant. Ce resurfaçage pourrait avoir deux origines : soit il serait entretenu par un mécanisme similaire aux geysers de glace observés près du pôle Sud soit il résulte d'un mouvement lent de la glace à travers les fractures de la croûte, depuis l'océan souterrain jusqu'en surface.
Ainsi après Io, Triton et Titan, Encélade est la quatrième lune du système solaire à toujours présenter une activité géologique. C'est cette production continue de matière qui alimente l'anneau E de Saturne en paillettes de glace et en fines poussières, lui donnant cet aspect diffus caractéristique. De l'hydrogène en abondance Grâces aux capteurs de la sonde spatiale Cassini, en 2017 J.Hunter Waite du SwRI et ses collègues ont découvert que les geysers d'Encélade contenaient jusqu'à 1.4% d'hydrogène (H2), le dernier élément clé qui confirme l'existence d'une activité hydrothermale sous la croûte glacée de cette lune. Cette abondance d'hydrogène vient s'ajouter au méthane, au gaz carbonique et à la production d'énergie chimique. Selon les chercheurs, l'abondance de ces éléments se situe juste au-dessus du seuil minimum d'énergie requis pour entretenir une méthanogénèse (la production de méthane par les micro-organismes) mais on ignore si un tel processus existe sur cette lune. A
voir : Ingredients for Life at Saturn’s Moon Enceladus?,
NASA
Sur Terre, il existe peu de molécules d'hydrogène dans les océans car les microbes les absorbent très rapidement. Mais sur Encélade, cela signifie que les conditions sont réunies pour entretenir une forme de vie dans les entrailles obscures d'Encélade, un peu à la manière des fumeurs hydrothermales terrestres qui permettent à de nombreuses formes de vie de survivre et même de s'épanouir malgré l'absence totale de rayonnement solaire. Si cela reste une hypothèse, l'instrument INMS (Ion and Neutral Mass Spectrometer) de Cassini a permis aux chercheurs d'identifier plusieurs amines de faible masse dans les geysers d'Encélade : du méthyl-amine, du diméthyl-amine et de l'éthylamine, ainsi que des carbonyles (dont probablement l'acide acétique et l'acétaldéhyde). Ces molécules sont enchassées dans certains grains de glace dont la taille molaire peut atteindre quelques centièmes de mole (cf. N.Khawaja et al., 2019). Il reste toutefois beaucoup d'incertitudes avant que les astronomes puissent affirmer que la vie existerait sur Encélade. En effet, il faut à présent identifier et comprendre les processus qui régulent les échanges de matière et de chaleur à travers la structure interne d'Encélade et sur les autres lunes glacées et ensuite découvrir ces fameux éventuels organismes. Seule une visite in situ apportera éventuellement cette confirmation. En attendant cette mission d'exploration, selon une étude conduite par le planétologue Paul Byrne de l'Université de Caroline du Nord et ses collègues en 2018, en raison du poids de la glace et de l'eau sur le soubassement rocheux, ces lunes glacées ont toutes les chances d'être géologiquement et biologiquement mortes. Mais peut-être se trompent-ils étant donné qu'ils n'ont pas toutes les données en main. On y reviendra à propos de la contamination extraterrestre. Phoebé Phoebé est le satellite le plus éloigné (12953000 km) et présente un diamètre de 230 km seulement. Il fut découvert par Pickering en 1898. Commet Japet, il n'orbite pas dans le plan de Saturne et fut probablement capturé il y a plusieurs milliards d'années. D'après les images transmises par la sonde Cassini (ci-dessous à gauche) le 11 et 12 juin 2004 à 2068 km de distance, Phoebé présente plus de ressemblances avec les comètes et les KBO qu'avec les lunes classiques ou les astéroïdes. Il ressemble à un astéroïde extrêmement cratelé couvert de matière sombre constituée de matière ferreuse, de cristaux de glace carbonique et d'éléments non identifiés. Sa surface présente également des glissements de terrain, des sillons, des failles et des crêtes. Phoebé aurait été formé il y a plus de 4 milliards d'années dans les régions reculées et froides du système solaire. Il cache un manteau de glace d'eau partiellement visible sur les parois des cratères (zones blanches). Cette glace ne se sublime pas en raison du froid intense (-190°C). Tous ces éléments donnent à Phoebé une stucture atypique que ne possède aucun astéroïde ni les satellites de Mars.
Treize autres satellites très irréguliers ressemblent à des astéroïdes, tel Hypérion ou Janus respectivement découverts par Bond et Dollfus en 1848 et 1966. Leur densité moyenne est également proche de 1.2 et présentent une forme irrégulière. Rappelons que le nouvel immense anneau découvert en 2009 s'inscrit à l'intérieur de l'orbite de Phoebé. Hypérion Hypérion (ci-dessus à droite) est assez particulier. Photographié par la sonde Cassini en septembre 2005, il mesure 280 km de diamètre et ressemble à une éponge. Il présente de très nombreux cratères au fond sombre. La composition de ces dépôts reste inconnue. La surface d'Hypérion montre les signes d'une érosion thermique au cours de laquelle les matériaux sombres accumulés au fond des cratères sont réchauffés par le Soleil, fondent et s'inflitrent dans la surface où ils provoquent la vaporisation de la glace. Les planétologues pensent que la surface d'Hypérion pourrait cacher d'immenses cavernes formées suite à cette activité souterraine.
Épiméthée D'aspect similaire à Phoebé, Épiméthée ne mesure que 116 km de longueur. Sa surface est striée de vallons et relativement peu cratelée. Sur la photo présentée à droite on aperçoit un grand cratère d'impact d'environ 20 km de diamètre qui pourrait être responsable de la forme légèrement aplatie de la face sud d'Épiméthée. L'image montre également deux types de terrain : des zones jaunâtres, plus sombres, relativement lisses et plus brillantes et un terrain accidenté et fracturé. Il est possible que le matériau plus sombre ait progressivement glissé vers le bas des pentes et contienne probablement une teneur en glace plus faible que le matériau plus brillant qui ressemble aux pierres classiques dites rocheuses. Néanmoins, les deux types de terrains pourraient contenir de la glace d'eau. Trop petit pour que sa gravité retienne une atmosphère, Épiméthée est également trop petit pour être géologiquement actif. Ceci explique que les cratères d'impacts et les fractures soient toujours visibles sur sa surface, à l'exception des nouveaux impacts qui viennent se superposer sur les anciens. Pan et les autres petites lunes L'un des satellites les plus étonnants est Pan (S/1981 S13) qui mesure environ 35 km de longueur et gravite à 133584 km de Saturne (2.22 Rs), dans la division de Encke. Il fut découvert en 1990 par Mark Showalter de l'Institut SETI sur des images prises par Voyager 2 en 1981. C'est l'un des satellites gravitant le plus près de Saturne. Comme Daphnis (ou Daphné), il produit des festons (des turbulences) en traversant les anneaux. Une analyse détaillée de ce satellite et des autres petites lunes de Saturne fut publiée par Carolyn Porco et son équipe dans la revue "Science" en 2007. Comme le montrent les photos ci-dessous prise le 7 mars 2017 par la sonde spatiale Cassini, Pan présente une crête équatoriale appelée techniquement un "renflement équatorial accrétionnaire" le faisant ressembler à un ravioli ou une soucoupe volante. Il doit sa forme particulière à son noyau plus dense que sa périphérie qui aurait été érodée au fil des collisions. La matière se serait accrétée dans son plan équatorial non pas par gravité mais sous l'effet de la rotation du satellite. Les simulations réalisées par Carolyn Porco de l'Institut de Sciences Spatiales et son équipe indiquent que le noyau de Pan mesurait originellement entre 16 et 24 km de diamètre selon sa densité. Comme Daphnis, Pan aurait ouvert la division dans l'anneau avant d'entamer sa croissance. Dans un article publié dans la revue "Nature" en 2018, le planétologue Hervé Leleu du CNRS et ses collègues ont expliqué sur base de simulations à N corps et SPH (hydrodynamique des particules lisses) que l'aspect particulier de Pan, Atlas et des autres petits satellites proches de Saturne de masses comparables est le résultat de collisions et de fusions avec d'autres corps de tailles similaires.
Attardons-nous sur les effets de la gravitation. Celle-ci a provoqué des effets spectaculaires sur le comportement des satellites de Saturne. Dioné et Téthys par exemple, larges d'un bon millier de kilomètres, sont escortés chacun par deux satellites "gardiens". Ils gravitent sur la même orbite que les deux lunes, chacun étant placé sur les points de Lagrange, l'un se maintenant 60° devant son hôte, l'autre 60° dernière lui. Deux autres satellites, Epiméthée et Janus, proches de l'anneau G sont coorbitaux. Dans son mouvement autour de Saturne, Epiméthée, le satellite intérieur rattrape Janus situé un peu plus haut sur l'orbite. Lorsque les deux satellites sont proches l'un de l'autre, leurs forces gravitationnelles réciproques entraînent une modification du moment orbital des deux corps. En accord avec les lois de la mécanique, le satellite intérieur diminue de vitesse, passe sur une orbite plus haute, tandis que le satellite extérieur passe sur une orbite plus basse, accusant une accélération. Tous les quatre ans ce couple change ainsi de place. Tous les satellites de Saturne pour lesquels nous connaissons la vitesse de rotation accusent une rotation synchrone à l'exception de Phoebé et Hypérion. Enfin, un phénomène de résonance maintient également 3 couples en interactions gravitationnelles : Mimas-Téthys, Encélade-Dioné et Titan-Hypérion. Tous sont liés gravitationnellement deux à deux. Ainsi la période orbitale de Mimas est exactement la moitié de celle de Téthys. Leur système est en résonance 1:2. Encélade-Dioné présence également une résonance 1:2 tandis que le système Titan-Hypérion est en résonance 3:4. A
voir : Moons
size comparison,
MetaBallStudios
Les 12 petits satellites découverts en 2005 (en fait observés dès 2004 et dont voici une image) mesurent entre 3 et 7 km et orbitent si loin de Saturne (demi-grand axe compris entre 16 et 22 millions de km) qu'il leur faut entre 2.2 et 3.7 ans pour accomplir une révolution ! Selon Jewitt, il s'agit vraisemblablement d'astéroïdes de la Ceinture, mais à partir des simulations il ne comprend pas comment ils ont pu se retrouver sur leur orbite actuelle et si loin de Saturne. Les modèles doivent être affinés en étudiant plus de petits corps et en injectant leurs paramètres dans les programmes de simulation. A ces satellites, il faut ajouter 16 petits corps. Le 62e satellite nommé Fornjot (S/2004 S8) fut identifié par David Jewitt et son équipe en 2004/2005 et ne mesure que 6 km de longueur. S/2009 S1 fut découvert par Carolyn Porco sur des images de l'anneau B prises par la sonde Cassini comme on le voit ci-dessus à gauche. A partir de l'ombre qu'il porte, on estime qu'il mesure à peine 300 mètres de haut et serait plusieurs fois plus large. Enfin, il faut ajouter les 20 derniers satellites découverts en 2019 grâce au télescope Subaru. Tous mesurent environ 5 km de longueur. 17 d'entre eux ont une orbite rétrograde qu'ils bouclent en 3 ans. 2 autres satellites ont une orbite prograde qu'ils bouclent en 2 ans.
Ces satellites extérieurs se répartissent en trois catégories, en fonction de l'inclinaison de leur orbite comme on le voit sur le schéma ci-dessus. Le groupe le plus éloigné comprend deux lunes dont l'orbite est inclinée de 46°. Une lune gravite sur une orbite prograde inclinée de 36°, similaire à celle des autres lunes progrades proches de Saturne. Les chercheurs pensent que toutes ces lunes ont peut-être fait partie d'un objet plus grand qui s'est brisé. Preuve de l'activité des anneaux sur les satellites Au cour de sa mission, la sonde spatiale Cassini survola cinq minuscules satellites nichés dans et près des anneaux de Saturne qu'elle analysa grâce à son spectromètre VIMS (IR et visible) capable d'établir des cartes spectrales. Grâce à ces mesures, les astronomes ont découvert que la surface de ces satellites est recouverte de matériaux provenant des anneaux de Saturne et de particules glacées provenant d'Encélade situé dans l'Anneau E. Les résultats de cette étude réalisée par l'équipe de Bonnie Buratti du JPL furent publiés dans la revue "Science" en 2019.
Parmi les satellites étudiés, les surfaces des lunes les plus proches de Saturne - Daphnis et Pan - sont les plus altérées par les matériaux provenant des anneaux. Les surfaces d'Atlas, Prométhée et Pandore, plus éloignées de Saturne, sont également recouvertes par de la matière provenant des anneaux, mais également par de particules glacées brillantes et de vapeur d'eau provenant des geysers d'Encélade. Selon Buratti, "nous voyons de plus en plus de preuves de l'extrême activité et du dynamisme du système d'anneaux et des lunes de Saturne." L'étude confirme clairement que la poussière et la glace des anneaux s'accumulent sur les satellites évoluant à l'intérieur et à proximité des anneaux. Les scientifiques ont également découvert que les surfaces de ces satellites étaient très poreuses, ce qui confirme qu'ils se sont formés en plusieurs étapes, le matériau des anneaux se déposant sur des noyaux plus denses qui pourraient être les restes d'un objet plus volumineux qui s'est brisé. Leur porosité permet également d'expliquer leur forme : plutôt que d'être sphériques, ils ressemblent à des "blobs" et à des raviolis, avec du matériel collé autour de leurs équateurs. Selon Buratti, "ces satellites récupèrent des particules de glace et de poussière dans les anneaux pour former les petites jupes autour de leurs équateurs. Un corps plus dense serait plus sphérique parce que la gravité attirerait le matériau à l'intérieur." Les chercheurs estiment que ce processus se déroule sur la totalité des anneaux et que les plus grosses particules accumulent également du matériau provenant des anneaux eux-mêmes. Les mesures récoltées par le spectromètre VIMS montrent que les anneaux les plus proches de Saturne paraissaient plus rouges, similaires à la couleur des anneaux principaux. Les scientifiques ne connaissent pas encore la composition exacte du matériau qui apparaît en rouge, mais ils pensent qu'il s'agit probablement d'un mélange de matière organique et de fer. En revanche, les satellites situés à l’extérieur des anneaux principaux semblent plus bleus, à l'instar des plumes glacées d’Encélade. Mais il reste de nombreuses questions en suspens et notamment celles de savoir si les satellites glacés d'Uranus et Neptune interagissent également avec leurs anneaux minces pour former des structures similaires à celles q'on observe sur les satellites proches des anneaux de Saturne. Selon Buratti, "les futures missions spatiales devront y répondre." Le Grand Final
La mission Cassini-Huygens coûta 3.2 milliards de dollars (en comptant Huygens) et dura pratiquement 20 ans. Elle fut lancée en octobre 1997 par la NASA et atteignit Saturne la nuit du 30 juin 2004. Au terme d'une mission épique au cours de laquelle Cassini enregistra des millions d'images couronnées par de nombreuses découvertes, le 14 septembre 2017 à 19h59 TU, à 576000 km du sommet des nuages, Cassini prit sa dernière image (réf. W00110282) sous filtres rouges CL1 et CL2 (611-654 nm), celle présentée à droite reconstruite en couleur naturelle par le JPL. Elle représente la zone du point d'entrée de Cassini dans l'atmosphère de Saturne (le point exact est encore plongé dans la nuit à cette heure là mais il passera côté Soleil quelques heures plus tard). On distingue également un segment des anneaux internes à l'avant-plan. Juste après, Cassini fut reconfigurée pour transmettre les dernières données scientifiques stockées dans sa mémoire dont sa dernière photo. Le 15 septembre 2017 au petit matin, à plus de 82000 km/h ou 23 km/s, Cassini passa au large du pôle Nord de Saturne pour la dernière fois à une distance de 17000 km des nuages ou 75000 km du centre de Saturne. A 5h42 TU, Saturne était à 1.47 milliard de kilomètre de la Terre lorsque Cassini transmit ses dernières données à la vitesse de la lumière. Elles mirent 82 minutes pour parvenir à l'antenne DSS-14 (Goldstone) de 70 m de diamètre du réseau DSN qui reçut l'image noir et blanc à 7h04 TU qu'il transmit immédiatement au JPL. Vers 11h45 TU, la sonde spatiale finit par plonger sous les anneaux internes à plus de 112000 km/h ou 31 km/s et pénétra dans l'atmosphère de Saturne par 10° de latitude nord à 1527 km au-dessus des nuages. La frêle embarcation interplanétaire n'ayant pas été conçue pour résister à une atmosphère dense (au cours de ses 5 derniers orbites, Cassini avait déjà pénétré dans les couches supérieures de l'atmosphère de Saturne), sous l'effet des frottements très intenses, les propulseurs n'ont pas pu maintenir l'orientation de l'antenne vers la Terre et à 11h46 TU le réseau DSN perdit définitivement le signal de Cassini et on n'entendit plus que le bruit des parasites dans les hauts-parleurs installés dans la salle de contrôle de mission du JPL. Ensuite, la sonde spatiale se désintégra comme un bolide en laissant un sillage brillant derrière elle avant même d'atteindre la troposphère. Selon Michael Staab, l'un des ingénieurs qui surveilla les communications avec la sonde spatiale depuis le JPL, il est possible qu'à cet instant Cassini ait essayé d'envoyer un signal de détresse à la Terre signalant une anomalie mais il ne fut jamais reçu. De toute façon, son équipe n'aurait pas pu intervenir sur une sonde qui n'existait plus. En effet, Cassini se disloqua et se vaporisa environ 45 secondes après sa dernière transmission. A
voir : Cassini's
Grand Finale, NASA NASA Mission Control Live: Cassini’s Finale at Saturn Cassini, The Grand Final (illustrations), JPL - Alien Worlds (sur ce site) A télécharger : The Saturn System Through the Eyes of Cassini (PDF de 27 MB), NASA, 2017
Lors de la dernière conférence de presse qui s'est tenue le 15 septembre 2017 au JPL, Julie Webster, responsable des opérations spatiales de Cassini au JPL conclut "Nous avons été 13 ans près de Saturne mais 20 ans avec un incroyable vaisseau spatial conçu par des gens - et je ne peux assez le souligner - qui avait 30 ans d'expérience quand ils l'ont conçu. Ils ont pris toutes les leçons tirées des Voyager's, de Galileo, de Magellan et de Mars Observer, et ont construit un vaisseau spatial parfait. Jusqu'au dernier instant." Earl Maize, manager du programme Cassini dit ensuite à toute son équipe : "J'espère que vous êtes tous profondément fier de cette étonnante réussite. Félicitations à vous tous. C'était une mission incroyable, un vaisseau spatial incroyable, et vous êtes une équipe incroyable. Je vais appeler ça la fin de la mission" (cf. la vidéo NASA Mission Control ci-dessus vers la séquence 55:). Et tout le monde se félicita dans un joyeux brouhaha d'avoir la satisfaction du travail accompli au-delà des espérances. Fin de transmission. Bye bye, Cassini. Notons que la couverture de la fin de la mission de Cassini par la NASA et notamment les animations de synthèse du JPL Media lui valut de remporter un Emmy Award en 2018.
Pour plus d'informations Sur ce site Titan et la mission Cassini-Huygens La contamination extraterrestre Sources officielles Cassini-Huygens mission (NASA) Articles et illustrations The Saturn System Through the Eyes of Cassini (album PDF, 27 MB), NASA, 2017 La découverte des anneaux de Saturne, par Dominique Caudron Modélisation numérique de la dynamique atmosphérique de Saturne (thèse), Mélody Sylvestre, U.Pierre et Marie Curie, 2015 Propriétés physiques des anneaux de Saturne (thèse), Cedric Leyrat, U.Paris-Diderot, 2006 Nanograin Density Outside Saturn’s A ring (PDF), Robert E. Johnson et al., 2004 Cassini's Grand Finale, NASA, YouTube Cassini, The Grand Final (illustrations), JPL Labo LISA (études atmosphériques, Paris-12) Systema Saturnia, par Christiaan Huygens, 1659 (en néerlandais).
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