{"id":55973,"date":"2021-10-14T14:04:37","date_gmt":"2021-10-14T12:04:37","guid":{"rendered":"https:\/\/www.ubfc.fr\/?p=55973"},"modified":"2022-02-01T12:52:00","modified_gmt":"2022-02-01T11:52:00","slug":"pourquoi-lunes-saturne-differentes","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.ubfc.fr\/en\/pourquoi-lunes-saturne-differentes\/","title":{"rendered":"Pourquoi les lunes de Saturne sont-elles si diff\u00e9rentes les unes des autres ?"},"content":{"rendered":"\t\t
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[Publi\u00e9 le 14 octobre 2021<\/span>]<\/span><\/p>\t\t\t\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t<\/div>\n\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t<\/section>\n\t\t\t\t

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Sarah Anderson<\/a>, Universit\u00e9 de Franche-Comt\u00e9 \u2013 UBFC<\/a><\/em><\/p>\t\t\t\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t<\/div>\n\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t<\/section>\n\t\t\t\t

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Titan et Encelade, deux lunes de Saturne : \u00e0 gauche, image de Titan recompos\u00e9e \u00e0 partir de 13 ans de donn\u00e9es infrarouges de la sonde Cassini (NASA\/JPL-Caltech\/University of Nantes\/University of Arizona). \u00c0 droite, image en fausses couleurs d’Encelade, du c\u00f4t\u00e9 oppos\u00e9 \u00e0 Saturne, prise par Cassini en 2005 (NASA\/JPL\/Space Science Institute).\nElsa Couderc \u00e0 partir de NASA\/JPL-Caltech\/University of Nantes\/University of Arizona et NASA\/JPL\/Space Science Institute<\/span>, CC BY<\/a><\/span><\/figcaption><\/figure>\t\t\t\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t<\/div>\n\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t<\/section>\n\t\t\t\t
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En plus d\u2019\u00eatre l\u2019une des plus fascinantes plan\u00e8tes avec ses impressionnants anneaux, Saturne abrite plus de 80 lunes, dont Encelade et Titan. Ces lunes sont de composition diff\u00e9rente : Encelade est enti\u00e8rement recouverte de glace d\u2019eau, tandis que Titan abrite une atmosph\u00e8re de m\u00e9thane et de diazote. D\u2019o\u00f9 vient cette vari\u00e9t\u00e9 ?<\/p>

Pour le comprendre, il faut explorer comment ces lunes se sont form\u00e9es. \u00c0 d\u00e9faut d\u2019une machine \u00e0 voyager dans le temps, les chercheurs simulent le processus avec des mod\u00e8les num\u00e9riques<\/a>.<\/p>

Comment fabriquer une lune ?<\/h2>

Notre syst\u00e8me solaire s\u2019est form\u00e9 il y a environ 4,5 milliards d\u2019ann\u00e9es \u00e0 partir d\u2019un nuage dense de gaz et de poussi\u00e8re. Le nuage s\u2019est effondr\u00e9, formant une n\u00e9buleuse solaire \u2013 un disque de mati\u00e8re en rotation et tourbillonnant.<\/p>

Au centre, la gravit\u00e9 a attir\u00e9 de plus en plus de mati\u00e8re, jusqu\u2019\u00e0 ce que, finalement, la pression dans le noyau soit si grande que les atomes d\u2019hydrog\u00e8ne commencent \u00e0 se combiner et \u00e0 former de l\u2019h\u00e9lium, lib\u00e9rant une \u00e9norme quantit\u00e9 d\u2019\u00e9nergie et donnant naissance au soleil. Nous avons maintenant affaire \u00e0 un disque d\u2019accr\u00e9tion en rotation autour de notre proto-\u00e9toile.<\/p>

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L\u2019image la plus d\u00e9taill\u00e9e d\u2019un disque proto-stellaire, autour de l\u2019\u00e9toile HL Tau, acquise par le t\u00e9lescope ALMA (Atacama Large Millimeter\/submillimeter Array) dans le d\u00e9sert de l\u2019Atacama au Chili.<\/span>
ALMA\/NRAO\/ESO\/NAOJ<\/a>, CC BY<\/a><\/span><\/figcaption><\/figure>

Ce disque est compos\u00e9 de grains de mati\u00e8re qui s\u2019agglutinent sous l\u2019effet de la force \u00e9lectrostatique pour former petits blocs de quelques kilom\u00e8tres. Ces blocs, appel\u00e9s \u00ab plan\u00e9t\u00e9simaux \u00bb, peuvent entrer en collision avec d\u2019autres pour former graduellement des objets de plus en plus gros. Certains d\u2019entre eux deviennent suffisamment gros pour que leur gravit\u00e9 prenne le dessus et attire de plus en plus de mati\u00e8re, les fa\u00e7onnant en sph\u00e8res et formant des plan\u00e8tes<\/a>.<\/p>

En m\u00eame temps, ce processus avait lieu \u00e0 plus petite \u00e9chelle autour des plan\u00e8tes elles-m\u00eames, formant une multitude de lunes. Les \u00ab restes \u00bb qui ne pouvaient aboutir \u00e0 des objets suffisamment gros sont devenus nos ast\u00e9ro\u00efdes et nos com\u00e8tes \u2013 ou peuvent constituer des anneaux autour des plan\u00e8tes les plus grosses.<\/p>

Mais ce n\u2019est pas n\u2019importe quelles mol\u00e9cules qui vont former ces plan\u00e8tes ou ces lunes : leur composition d\u00e9pendra de quelles mol\u00e9cules sont disponibles, et cette disponibilit\u00e9 d\u00e9pend de la temp\u00e9rature, donc de leur distance au soleil. La temp\u00e9rature de ces disques diminue au cours du temps, et \u00e0 fur et \u00e0 mesure que l\u2019on s\u2019\u00e9loigne du corps chaud au centre. Chaque type de mol\u00e9cule a un comportement diff\u00e9rent : \u00e0 une certaine temp\u00e9rature, elle sera trop froide pour rester sous l\u2019\u00e9tat gazeux, et passera \u00e0 l\u2019\u00e9tat solide (sautant l\u2019\u00e9tat liquide), devenant de la glace.<\/p>

L\u2019endroit o\u00f9 la temp\u00e9rature force cette transition est appel\u00e9 \u00ab ligne de glace \u00bb : c\u2019est la distance au corps central qui d\u00e9termine si une esp\u00e8ce mol\u00e9culaire existe sous forme solide ou gazeuse. Chaque mol\u00e9cule a sa propre temp\u00e9rature de transition, et donc sa propre ligne de glace.<\/p>

Pr\u00e8s du soleil, le disque est trop chaud pour que les mol\u00e9cules volatiles telles que l\u2019eau ou le m\u00e9thane puissent rester sous l\u2019\u00e9tat solide, et ces mol\u00e9cules ne viendront former les plan\u00e9t\u00e9simaux qu\u2019au-del\u00e0 de leur ligne de glace. C\u2019est pour cela qu\u2019il existe une grosse diff\u00e9rence de composition entre les plan\u00e8tes internes \u2013 les plus proches du soleil qui sont rocheuses et sont dites \u00ab telluriques \u00bb (Mercure, Venus, la Terre, et Mars) \u2013 et les plan\u00e8tes externes, qui sont des \u00ab g\u00e9antes gazeuses \u00bb (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune). La ligne de glace de l\u2019eau a sculpt\u00e9 ces deux populations, se trouvant entre elles au moment de la formation de ces corps.<\/p>

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Les lignes de glace successives d\u00e9finissent la composition des plan\u00e8tes autour de leur \u00e9toile.<\/span>
\u00a9 Artyom Aguichine, Olivier Mousis, Bertrand Devouard, Thomas Ronnet<\/span>, Fourni par l’auteur<\/span><\/span><\/figcaption><\/figure>

On peut imaginer cette n\u00e9buleuse comme un gros seau de mati\u00e8re et d\u2019eau pour appr\u00e9hender pourquoi les \u00e9l\u00e9ments lourds \u00ab coulent \u00bb plus vite vers le bas que les petites particules laiss\u00e9es en suspension. La m\u00eame chose s\u2019est pass\u00e9e dans ces n\u00e9buleuses : les \u00e9l\u00e9ments lourds comme le fer, le nickel, et les roches silicates s\u2019approchent du corps lourd central, attir\u00e9 par la gravit\u00e9, tandis que les \u00e9l\u00e9ments l\u00e9gers sont rest\u00e9s \u00e0 l\u2019ext\u00e9rieur de la ligne de glace, emp\u00each\u00e9s par l\u2019eau sous forme gazeuse qui g\u00eanait leur approche et les gardaient \u00e0 l\u2019ext\u00e9rieur.<\/p>

Et autour de Saturne ? Nous pensons<\/a> que la m\u00eame chose s\u2019est produite : la composition des lunes aurait \u00e9t\u00e9 sculpt\u00e9e par ces lignes de glace.<\/p>

Donc, nous avons besoin de trouver les fameuses lignes de glace de chaque mol\u00e9cule concern\u00e9e afin de comprendre la formation de ces lunes si diff\u00e9rentes.<\/p>

Un mini-syst\u00e8me plan\u00e9taire enti\u00e8rement num\u00e9rique<\/h2>

Nous remplissons un espace virtuel avec tous les ingr\u00e9dients qui composent ces lunes<\/a> : de la glace d\u2019eau, du monoxyde de carbone, du m\u00e9thane et du diazote. Avec ces ingr\u00e9dients en place, nous appliquons les lois de la gravitation ainsi que les lois thermodynamiques, et nous d\u00e9clenchons le temps : notre simulation regarde la position des \u00e9l\u00e9ments, la temp\u00e9rature et la pression du disque, puis calcule o\u00f9 se trouveront ces \u00e9l\u00e9ments dans un pas de temps en plus, ce qui permet d\u2019estimer l\u2019\u00e9volution du disque dans le temps. Pour correspondre \u00e0 ce que nous voyons dans les lunes aujourd\u2019hui, les \u00e9l\u00e9ments de base devaient provenir d\u2019un emplacement entre les lignes de glace de monoxyde de carbone et de diazote \u00e0 leur limite ext\u00e9rieure, et la ligne de glace du m\u00e9thane comme limite int\u00e9rieure.<\/p>

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Les lignes de glaces de diff\u00e9rentes mol\u00e9cules autour de Saturne (qui chauffe, elle aussi, bien moins que le Soleil mais tout de m\u00eame), et la position de Titan et Encelade.<\/span>
Sarah Anderson<\/a>, Fourni par l’auteur<\/span><\/span><\/figcaption><\/figure>

Cependant, au cours de nos simulations, Saturne d\u00e9vorait tellement rapidement toutes les particules quelle ne laissait pas le temps aux poussi\u00e8res de grossir suffisamment pour b\u00e2tir des lunes. Nous avons d\u00fb sans cesse r\u00e9approvisionner les syst\u00e8mes en nouveaux solides pour former les lunes.<\/p>

\u00c0 la fin de cette derni\u00e8re simulation, nous avons regard\u00e9 o\u00f9 se trouvaient ces lignes de glace, et bien s\u00fbr o\u00f9 se trouvent les \u00ab blocs de construction \u00bb de nos lunes : ceux-ci sont \u00e0 la fin de la simulation plus externes que la position r\u00e9elle des lunes actuelles. Cela ajoute \u00e0 la th\u00e9orie<\/a> selon laquelle Titan s\u2019est peut-\u00eatre form\u00e9 plus loin et a d\u00e9riv\u00e9 vers l\u2019int\u00e9rieur au cours des mill\u00e9naires.<\/p>

Encelade et les anneaux de Saturne<\/h2>

\u00c9tant donn\u00e9 qu\u2019Encelade est trop petit pour g\u00e9rer le stress d\u2019un tel voyage (il aurait notamment \u00e9t\u00e9 d\u00e9chir\u00e9 par des forces de mar\u00e9es), il semble plus probable qu\u2019il se soit form\u00e9 beaucoup plus tard que Titan, peut-\u00eatre \u00e0 partir de la m\u00eame catastrophe cosmique qui a form\u00e9 les anneaux de Saturne, si ce sc\u00e9nario est exact.<\/p>

En effet, les anneaux de Saturne sont constitu\u00e9s de milliards de petits morceaux de glace et de roche recouverts d\u2019autres mat\u00e9riaux tels que la poussi\u00e8re. Initialement, les astronomes pensaient que ce sont des morceaux de com\u00e8tes, d\u2019ast\u00e9ro\u00efdes ou de lunes qui se sont bris\u00e9s avant d\u2019atteindre la plan\u00e8te, d\u00e9chir\u00e9s par la puissante gravit\u00e9 de Saturne. Mais une th\u00e9orie<\/a> bas\u00e9e sur la visite de la sonde Cassini (entre 2004 et 2017) veut que ces anneaux soient beaucoup plus jeunes que Saturne. Les anneaux auraient des millions d\u2019ann\u00e9es, et non des milliards, ce qui sugg\u00e8re qu\u2019un \u00e9v\u00e9nement catastrophique aurait d\u00e9truit toutes les lunes de glace (type Encelade) : celles que nous voyons aujourd\u2019hui sont une deuxi\u00e8me g\u00e9n\u00e9ration.<\/p>

Seule une autre mission \u00e0 Saturne pourrait fournir plus de d\u00e9tails et apporter de la pr\u00e9cision \u00e0 ces r\u00e9sultats. La derni\u00e8re, Cassini-Huygens<\/a>, ayant fini en 2017, nous a apport\u00e9 une quantit\u00e9 \u00e9norme de donn\u00e9es ; nous les \u00e9tudions encore. Mais il faudra attendre un moment pour qu\u2019une prochaine sonde soit envoy\u00e9e vers le syst\u00e8me saturnien.<\/p>

Sarah Anderson<\/a>, Doctorante, Universit\u00e9 de Franche-Comt\u00e9 \u2013 UBFC<\/a><\/em><\/p>

Cet article est republi\u00e9 \u00e0 partir de The Conversation<\/a> sous licence Creative Commons. Lire l\u2019article original<\/a>.<\/p>\t\t\t\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t<\/div>\n\t\t\t\t\t<\/div>\n\t\t<\/section>\n\t\t\t\t<\/div>\n\t\t","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

Pourquoi les lunes de Saturne sont-elles si diff\u00e9rentes les unes des autres ? 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