Astronomie : Pourquoi les lunes de Saturne sont-elles si différentes les unes des autres ?

ESPACE Découvrez, chaque jour, une analyse de notre partenaire The Conversation. Aujourd’hui, une universitaire nous explique comment les satellites saturniens se sont formés

20 Minutes avec The Conversation
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Titan (à gauche) et Encelade (à droite), deux des lunes de Saturne - Images recomposées à partir de clichés de la sonde Cassini
Titan (à gauche) et Encelade (à droite), deux des lunes de Saturne - Images recomposées à partir de clichés de la sonde Cassini — Elsa Couderc à partir de NASA / JPL-Caltech / Université de Nantes / University of Arizona / Space Science Institute, CC BY (via The Conversation)
  • La composition des lunes de Saturne serait bien déterminée par la distance qui les sépare du Soleil, selon notre partenaire The Conversation.
  • L’endroit précis où la température force leur transition est appelé « ligne de glace », et c’est cet espace que les scientifiques ont simulé pour mieux comprendre ce processus.
  • L’analyse de ce phénomène a été menée par Sarah Anderson, doctorante en Sciences de l’Univers à l’Université de Franche-Comté.

En plus d’être l’une des plus fascinantes planètes avec ses impressionnants anneaux, Saturne abrite plus de 80 lunes, dont Encelade et Titan. Ces lunes sont de composition différente : Encelade est entièrement recouverte de glace d’eau, tandis que Titan abrite une atmosphère de méthane et de diazote. D’où vient cette variété ?

Pour le comprendre, il faut étudier leur formation. À défaut d’une machine à voyager dans le temps, les chercheurs simulent le processus avec des modèles numériques.

Comment fabriquer une lune ?

Notre système solaire s’est formé il y a environ 4,5 milliards d’années à partir d’un nuage dense de gaz et de poussière. Le nuage s’est effondré, formant une nébuleuse solaire – un disque de matière en rotation et tourbillonnant.

Au centre, la gravité a attiré de plus en plus de matière jusqu’à ce que, finalement, la pression dans le noyau soit si grande que les atomes d’hydrogène commencent à se combiner et à former de l’hélium, libérant une énorme quantité d’énergie et donnant naissance au Soleil. Nous avons maintenant affaire à un disque d’accrétion en rotation autour de notre proto-étoile.

L’image la plus détaillée d’un disque proto-stellaire, autour de l’étoile HL Tau, acquise par le télescope ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) dans le désert de l’Atacama au Chili © ALMA / NRAO / ESO / NAOJ, CC BY-SA (via The Conversation)

Ce disque est composé de grains de matière qui s’agglutinent sous l’effet de la force électrostatique pour former des petits blocs de quelques kilomètres. Ces blocs, appelés « planétésimaux », peuvent entrer en collision avec d’autres pour former graduellement des objets de plus en plus gros. Certains d’entre eux deviennent suffisamment gros pour que leur gravité prenne le dessus et attire de plus en plus de matière, les façonnant en sphères et formant des planètes.

En même temps, ce processus avait lieu à plus petite échelle autour des planètes elles-mêmes, formant une multitude de lunes. Les « restes » qui ne pouvaient aboutir à des objets suffisamment gros sont devenus nos astéroïdes et nos comètes – ou peuvent constituer des anneaux autour des planètes les plus grosses.

Mais ce n’est pas n’importe quelles molécules qui vont former ces planètes ou ces lunes : leur composition dépendra des molécules disponibles ; et cette disponibilité dépend de la température, donc de leur distance au soleil. La température de ces disques diminue au cours du temps, et au fur et à mesure que l’on s’éloigne du corps chaud au centre. Chaque type de molécule a un comportement différent : à une certaine température, une molécule sera trop froide pour rester à l’état gazeux et passera à l’état solide (sautant l’état liquide) pour devenir de la glace.

L’endroit où la température force cette transition est appelé « ligne de glace » : c’est la distance au corps central qui détermine si une espèce moléculaire existe sous forme solide ou gazeuse. Chaque molécule a sa propre température de transition, et donc sa propre ligne de glace.

Près du soleil, le disque est trop chaud pour que les molécules volatiles telles que l’eau ou le méthane puissent rester sous l’état solide, et ces molécules ne viendront former les planétésimaux qu’au-delà de leur ligne de glace. C’est pour cela qu’il existe une grosse différence de composition entre les planètes internes – les plus proches du soleil qui sont rocheuses et sont dites « telluriques » (Mercure, Venus, la Terre, et Mars) – et les planètes externes, qui sont des « géantes gazeuses » (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune). La ligne de glace de l’eau a sculpté ces deux populations, se trouvant entre elles au moment de la formation de ces corps.

Les lignes de glace successives définissent la composition des planètes autour de leur étoile © A. Aguichine, O. Mousis, B. Devouard & T. Ronnet (via The Conversation)

On peut imaginer cette nébuleuse comme un gros seau de matière et d’eau pour comprendre pourquoi les éléments lourds « coulent » plus vite vers le bas que les petites particules laissées en suspension. La même chose s’est passée dans ces nébuleuses : les éléments lourds comme le fer, le nickel, et les roches silicates, attirés par la gravité, s’approchent du corps lourd central tandis que les éléments légers sont restés à l’extérieur de la ligne de glace, car l’eau – sous forme gazeuse – qui gêne leur approche les repousse vers l’extérieur.

Et autour de Saturne ? On pense que la même chose s’est produite : la composition des lunes aurait été sculptée par ces lignes de glace. Nous avons donc besoin de trouver les fameuses lignes de glace de chaque molécule concernée afin de comprendre la formation de ces lunes si différentes.

Un mini-système planétaire entièrement numérique

Nous remplissons un espace virtuel avec tous les ingrédients qui composent ces lunes : de la glace d’eau, du monoxyde de carbone, du méthane et du diazote. Avec ces ingrédients en place, nous appliquons les lois de la gravitation ainsi que les lois thermodynamiques, et nous déclenchons le temps : notre simulation observe la position des éléments, la température et la pression du disque, puis calcule leurs positions ultérieures, ce qui permet d’estimer l’évolution du disque dans le temps. Pour correspondre à ce que nous voyons dans les lunes aujourd’hui, les éléments de base devaient provenir d’un emplacement entre les lignes de glace de monoxyde de carbone et de diazote à leur limite extérieure, et la ligne de glace du méthane comme limite intérieure.

Les lignes de glaces de différentes molécules autour de Saturne (qui chauffe, elle aussi, bien moins que le Soleil mais tout de même), et la position de Titan et Encelade © Sarah Anderson (via The Conversation)

Cependant, au cours de nos simulations, Saturne « dévorait » si rapidement toutes les particules quelle ne laissait pas le temps aux poussières de grossir suffisamment pour bâtir des lunes. Nous avons dû sans cesse réapprovisionner les systèmes en nouveaux solides pour former les lunes.

À la fin de cette dernière simulation, nous avons observé la position de ces lignes de glace, et bien sûr celle des « blocs de construction » de nos lunes : ceux-ci sont à la fin de la simulation plus éloignés que la position réelle des lunes actuelles. Cela ajoute à la théorie selon laquelle Titan s’est peut-être formée plus loin et a dérivé vers l’intérieur au cours des millénaires.

Encelade et les anneaux de Saturne

Étant donné qu’Encelade est trop petite pour gérer le stress d’un tel voyage (elle aurait notamment été déchirée par des forces de marées), il semble plus probable qu’elle se soit formée beaucoup plus tard que Titan, peut-être à partir de la même catastrophe cosmique qui a formé les anneaux de Saturne… si ce scénario est exact.

En effet, les anneaux de Saturne sont constitués de milliards de petits morceaux de glace et de roche recouverts d’autres matériaux tels que la poussière. Initialement, les astronomes pensaient qu’il s’agissait de morceaux de comètes, d’astéroïdes ou de lunes qui s’étaient brisés avant d’atteindre la planète, déchirés par la puissante gravité de Saturne. Mais une théorie basée sur les observations de la sonde Cassini (entre 2004 et 2017) veut que ces anneaux soient beaucoup plus jeunes que Saturne. Les anneaux auraient des millions d’années, et non des milliards, ce qui suggère qu’un événement catastrophique aurait détruit toutes les lunes de glace (type Encelade) : celles que nous voyons aujourd’hui sont issues d’une deuxième génération.

Seule une autre mission vers Saturne pourrait fournir plus de détails et apporter de la précision à ces résultats. La dernière – Cassini-Huygens, qui s'est achevée en 2017 – nous a apporté une quantité énorme de données ; nous les étudions encore. Mais il faudra attendre un moment pour qu’une prochaine sonde soit envoyée vers le système saturnien.

Cette analyse a été rédigée par Sarah Anderson, doctorante en Sciences de l’Univers à l’Université de Franche-Comté.
L’article original a été publié sur le site de 
The Conversation.

Déclaration d’intérêts

Sarah Anderson ne travaille pas, ne conseille pas, ne possède pas de parts, ne reçoit pas de fonds d'une organisation qui pourrait tirer profit de cet article, et n'a déclaré aucune autre affiliation que son organisme de recherche.