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Saturne, dieu du temps et père de Jupiter

Les anomalies dans les anneaux (III)

Globalement, le rapport de la taille des anneaux (classiques) est équivalent à celui d'une feuille de papier de 200 m de diamètre ! La limite extérieure des anneaux se situe à 100000 km de Saturne (en excluant l'anneau E), délimitant un diamètre d'environ 338000 km : ils s'étendent à peu de chose près sur la distance Terre-Lune ! Les anneaux mesurent donc grosso-modo 65000 x 1.5 km, une véritable feuille de papier à cigarette. Mais si tous les anneaux étaient compressés en un seul corps ils formeraient une surface large de seulement 100 km.

L'étude des échos radars et des relevés numériques effectués par Voyager permirent également de préciser qu’à mesure qu'on s'éloigne de Saturne, la taille des blocs formant les anneaux diminue, oscillant entre une dizaine de mètres et un peu moins d'un mètre.

En dimension relative, les anneaux (classiques) s'étend ainsi jusqu'à 4 rayons saturniens, au-delà de la limite de Roche, limite qui sépare la zone des anneaux de celle des satellites. Cette découverte est importante car elle bouleverse certains principes de mécanique. La limite de Roche est la distance à laquelle un corps ayant la densité de la planète-mère ne peut subsister sans être brisé par les forces gravitationnelles de marée provoquées par celle-ci. Sous une distance inférieure à 2.446 fois le rayon de la planète, tout corps éclate et s'éparpille pour former un anneau, un disque d'accrétion ou encore des satellites qui migreront sur des orbites plus stables. Dans le cas d'une planète, son orbite devient généralement plus courte et à tendance à se rapprocher de son étoile.

La limite de Roche : danger !

Lorsque deux astres solides de rayon non nul liés gravitationnellement présentent les mêmes masses ou densités, la limite de Roche est proportionnelle à 1.26 fois le rayon de l'astre secondaire, c'est-à-dire de la planète hôte (ou de l'étoile).

Dans cette zone aucun corps massif ne peut conserver sa structure sans être détruit par les forces de marée antagonistes.

Cette limite de Roche obéit à la relation suivante :

Si les comètes (cf. S-L9) ou les astéroïdes peu denses éclatent sous cette distance, les planètes étant déformables et donc plus sensibles aux effets des forces de marée, la limite de roche est plus étendue. Au lieu d'un facteur 1.26 R, la valeur passe à 2.42 R.

En pratique, tout dépend de la rigidité des corps. Dans le cas d'un corps très rigide comme la Lune, la limite de Roche se situe entre 21 et 40 R. Dans l'interaction entre Mars et Phobos dont la densité est de ~1.88 et donc poreux, la limite de Roche se situe entre 0.89 et 1.71 R.

Dans le cas du système solaire, cette distance vaut (par rapport au centre de l'astre) :

- Soleil : 1.7 million de km (0.011 UA)

- Terre : 15550 km

- Mars : 8200 km

- Jupiter : 175000 km

- Saturne : 147000 km

- Uranus : 62000 km

- Neptune : 59000 km

Notons que certaines exoplanètes massives se seraient malgré tout formées dans cette zone instable pour une raison inconnue, telle que "Tatooine" HD 188753a Cygni illustrée ci-dessus. Elle gravite aujourd'hui à 0.004 UA de son étoile soit 1.5 fois la distance Terre-Lune. Pour expliquer son existence, les astronomes pensent qu'elle se serait formée dans le disque d'accrétion à une époque antérieure à la stabilisation du système.

Tout le système des anneaux (classiques) de Saturne se situe sous 2.3 rayons saturniens, mis à part les trois anneaux E, F et G dont les rochers auraient pu former de véritables satellites.

Les systèmes d'anneaux et les satellites qui gravitent à proximité forment un ensemble dynamique, lié par des phénomènes de résonance gravitationnelle conjugués extrêmement complexes auxquels se superposent des effets de turbulences et parfois magnétiques. Ces interactions permanentes expliquent l'existence des anneaux dans leur forme actuelle, très structurée et divisée.

Grâce aux sondes spatiales, les astronomes ont découvert plusieurs effets gravitationnels inattendus et remarquables dans les anneaux. En voici un aperçu.

Les satellites gardiens

Certains anneaux (cf. ce schéma des anneaux) semblent maintenus sur leur orbite par les effets gravitationnels des satellites proches, l'effet shepherd (l'effet des gardiens). Le meilleur exemple est l'anneau F (en fait nous devrions dire les anneaux F car ils sont composés de plusieurs annelets) qui est entouré de 2 petits satellites, Prométhée et Pandore situés de part et d'autre de l'anneau, à 1200 km de ce dernier et découverts par Voyager 1. Bien que tous deux semblent perturber sa structure au point de le torsader, en 2017 les chercheurs de la NASA ont confirmé que le seul le satellite gardien Prométhée de 102 km de diamètre situé devant l'anneau le maintenait en place, empêchant sa dispersion, tandis que le satellite Pandore de 64 km de diamètre situé au-delà et donc derrière l'anneau n'avait aucune influence sur sa dynamique.

Des anneaux irréguliers ou torsadés

A l'inverse des autres anneaux, l'anneau F situé au-delà de l'anneau A présente une structure très irrégulière Il doit ces anomalies à la présence du satellite gardien Prométhée de 102 km de diamètre situé en bordure interne de l'anneau qui le maintient et le déforme par gravité, lui donnant sa forme caractéristique.

A voir : Saturn's Weirdest Ring (F)

Ci-dessus à gauche et au centre, la structure étonnamment irrégulière de l'anneau F. Il doit ces anomalies à la présence du satellite gardien Prométhée de 102 km de diamètre situé en bordure interne de l'anneau qui le maintient et le déforme par gravité, lui donnant sa forme caractéristique. A droite, c'est la présence du petit satellite Pan (diam. 20 km) qui a évidé la division de Encke. Documents NASA/JPL/SSI.

Gros-plan sur les torsades de l'anneau F multiple. La photo a été prise le 18 décembre 2016 par la sonde spatiale Cassini à 197000 km de Saturne et sous un angle de phase (angle Soleil-anneau-Cassini) de 47°. La résolution est de 1.2 km/pixel. Documents NASA/JPL/SSI.

Les lacunes

Le satellite Mimas, proche de l'anneau G, assure une fonction similaire en vidant la division de Cassini de sa matière par un processus similaire à celui qui a donné naissance aux lacunes de Kirkwood dans la Ceinture des astéroïdes.

Les phénomènes gravitationnels ont manifestement créé de nombreuses anomalies dans les anneaux. Entre 2004 et 2017, la sonde Cassini a ainsi découvert plusieurs phénomènes inattendus. Comme nous l'avons évoqué, la division de Encke doit son existence à la présence d'un petit satellite baptisé Pan mesurant 20 km de diamètre. Evoluant en plein milieu de l'anneau A il a évidé celui-ci sur une largeur de 325 km.

Les ondes de densité en spirale

L'anneau A présente des ondes de densité entretenues par le passage répété des satellites Janus, Pandore et Prométhée. Derrière eux se forment des ondes de turbulences (festons) formant un sillage en spirale qui se dissipe graduellement du bord vers l'intérieur (cf. cette photo).

Image révélant des ondes de densité en spirale dites de Janus 2:1 dans l'anneau B. La photo fut prise par Cassini le 4 juin 2017 à 76000 km de distance. On observe un motif similaire dans l'anneau A. Document NASA/Caltech/SSI.

L'anneau B présente également des ondes de densité en spirale dites de Janus 2:1 comme on le voit à gauche. L'image a été acquise du côté ensoleillé des anneaux. L'échelle de l'image est de 1530 mètres/pixel. L'angle de phase (angle Soleil-anneau-vaisseau) est de 90°. Chaque crête d'une vague sur deux est en fait le même bras spiralé qui a encerclé la planète entière à plusieurs reprises. C'est la seule onde de densité majeure visible dans l'anneau B.

Selon les chercheurs de la NASA, la plupart des objets de l'anneau B sont caractérisés par des structures qui dominent les zones où des ondes de densité pourraient apparaître, mais la partie la plus interne est différente. La distance à laquelle l'onde a pris naissance (en bas à droite de l'image présentée à gauche) se situe est à 96233 km de la planète. A cette distance, des particules de l'anneau effectuent 2 révolutions autour de Saturne chaque fois que le satellite Janus effectue 1 révolution, créant ainsi une résonance orbitale 2:1.

La vague se propage vers l'extérieur depuis la résonance (vers le haut et à gauche de la photo). Pour des raisons que les chercheurs ne comprennent pas tout à fait, l’amortissement des ondes par les structures plus larges de l'anneau est très faible à cet endroit. Cette onde résonne alors formant des centaines de crêtes, contrairement aux ondes de densité de l’anneau A.

L'image donne l'impression que le plan de l'anneau B est incliné vers le coin supérieur gauche, mais ce n'est qu'une illusion. En raison de la mécanique de propagation de ce type d’onde, la longueur d'onde diminue avec la distance par rapport à la résonance. Ainsi, la partie supérieure gauche de l'image est aussi proche de la caméra que la partie inférieure droite, tandis que la longueur d'onde de l'onde de densité est simplement plus courte.

Cette onde est remarquable car Janus qui la génère est dans une configuration orbitale étrange. Janus et Épiméthée partagent pratiquement la même orbite et les mêmes lieux d'échange tous les quatre ans. Chaque fois que l'un de ces échanges d'orbite a lieu, l'anneau situé à cet endroit réagit en créant une nouvelle crête dans la vague. La distance entre deux paires de crêtes correspond à quatre années de propagation de la vague en aval de la résonance, ce qui signifie que la vague photographiée a conservé l'empreinte de plusieurs décennies de l'histoire orbitale de Janus et d’Épiméthée. Selon cette interprétation, la partie de la vague située tout en haut à gauche de cette image correspond aux positions de Janus et d'Épiméthée à l'époque des survols du Voyager en 1980 et 1981, date à laquelle les chercheurs ont découvert que Janus et Épiméthée étaient deux objets distincts (ils furent observés pour la première fois en 1966).

Épiméthée génère également des vagues à cet endroit, mais elles sont submergées par les vagues de Janus, car Janus est la plus grande des deux lunes.

Des turbulences et autres festons

En 2005, la sonde Cassini découvrit le petit satellite S/2005 S1, baptisé Daphnis, un corps de 8 km de longueur réfléchissant 50% de la lumière qu'il reçoit (comme tous les satellites proches des anneaux). Ce satellite orbite à une distance d'environ 594000 km des nuages de Saturne.

Ci-dessus, le 2 mai 2005, la sonde Cassini confirma l'existence d'un nouveau petit satellite gravitant au sein même des anneaux. Il s'agit de Daphnis. Ce satellite de 8 km de longueur évolue dans la division ou lacune de Keeler large de 42 km, produisant des festons (turbulences) dans son sillage. Fin juillet 2009, à l'approche de l'équinoxe, lorsque le Soleil éclairait les anneaux sous une lumière rasante, la sonde Cassini a pris les deux images centrales de Daphnis, révélant de manière spectaculaire la variation d'épaisseur des ondes de turbulences. L'image à droite du centre a été prise à 823000 km de distance. La résolution atteint 5 km/pixel. Cliquer sur les deux images de gauche pour lancer les animations (GIF animé et .MOV de 578 KB). A l'extrêmes droite, ces petits pics culminent à 3.5 km au-dessus du plan des anneaux. Probablement constitués de débris de satellites maintenus par gravité, ils furent découverts le 1 novembre 2010 par la sonde Cassini. Ci-dessous, les ondes de gravité générées par Daphnis de 8 km de longueur photographiées par Cassini le 16 janvier 2017 à 28000 km de distance sous un angle de phase de 71°. La résolution de 168 m/pixel permet de distinguer la granulosité des anneaux. La photo a été traitée par l'auteur. A droite, une image similaire traitée par Jason Major. Documents NASA/JPL/ESA/ISA, ESA/SSI/NASA/JPL Photojournal, Ciclops et NASA/JPL-Caltech/STScI,T.Lombry et Jason Ware.

Plus étonnant, Daphnis crée des ondes de turbulences temporaires dans la division de Keeler située à environ 250 km à l'intérieur de l'anneau A. Profitant de la lumière rasante de l'équinoxe, fin juillet 2009 les chercheurs de la NASA découvrirent que ces ondes présentaient des composantes horizontales (radiales) et verticales, au point de projeter des ombres spectaculaires sur plusieurs dizaines de kilomètres sur les anneaux comme le montrent les images ci-jointes.

Ci-dessus, illustration artistique des ondes de turbulence dans les anneaux formant des murs de glace de 3.5 km de hauteur. Ci-dessous, la turbulence produite dans la division de Keeler par le passage du satellite gardien Daphnis. A gauche, une simulation réalisée par Kevin M. Gill du JPL. A droite, une illustration d'Eduardo Tarasca. Documents Michael Carroll/NASA/CICLOPS, Kevin M. Gill/JPL et Eduardo-Tarasca.

La petite histoire des "spokes"[2]

Une dernière découverte confirma les observations effectuées depuis l'Observatoire d'Harvard aux environs de 1874 par le Français E.Trouvelot émigré aux Etats-Unis. C'est la présence de bandes radiales sombres, les "spokes" ou marbrures, dans les anneaux de Saturne et en particulier dans l'anneau B.

C'est l'astronome belge Francois Joseph Charles Terby qui reporta pour la première fois en 1887 la présence de spokes dans l'anneau C (Cf. MNRAS, 72, p257, 1912). L'observation sera répétée peu de temps après ainsi qu'en 1888 par l'Anglais Thomas Gwyn Empy Elger de Kempston. Le Belge Paul Stroobant rapporta également leur observation en 1890. L'astronome Eugène Antoniadi observa également des spokes dans l'anneau A depuis l'observatoire de Juvisy en 1896, 1897 et 1898.

Précisons que les spokes ne sont visibles que dans des instruments d'au moins 200 mm d'ouverture et lorsque les anneaux présentent une ouverture relativement importante vus depuis la Terre.

A gauche, un dessin des anneaux de Saturne réalisé en 1888 par Gwyn T. Elger révélant des spokes dans l'anneau C, phénomène très rare. Au centre, un dessin réalisé en 1896 par Eugene Antoniadi révélant des spokes dans l'anneau A, un phénomène assez rare également. A droite, un dessin révélant des spokes dans l'anneau B réalisé par Toshihiko Ozawa le 26 décembre 1972 à 13h45 TU à la lunette de 200 mm, 286x. Autant de détails fugitifs qui furent "redécouverts" par la sonde spatiale Voyager 1 en 1981. Documents Coll.Dominique Caudron/SAF/L'Astronomie et Coll.Lombry.

L'existence de ces marbrures sera confirmée le 15 juin 1957 à 6h TU pour être précis par l'astronome amateur américain Chester J.Smith, membre de l’association des observateurs de la Lune et des planètes (ALPO). Muni d'une lunette de 241 mm d'ouverture, il fit des dessins de Saturne révélant des "encoches" particulières ou des "structures radiales" dans l'anneau A s'étendant vers l'extérieur à partir de la division de Cassini. D'autres amateurs observèrent ces structures à la même époque.

A partir de 1972, l'amateur japonais Toshihiko Ozawa spécialiste des dessins planétaires (†2001) les observa maintes fois avec une lunette de 200 mm d'ouverture comme en témoigne le dessin présenté ci-dessus à droite signalant la présence d'"une étrange forme sur l'anneau B", sans comprendre réellement de quoi il s'agissait.

L'astronome amateur américain Stephen James O'Meara vivant aujourd'hui à Hawaii et photographe pour la revue "Sky & Telescope", réputé pour avoir l'oeil très aguerri confirma également leur existence en 1977. Au cours d'une communication privée, il me dit qu'il ignorait leur existence jusqu'au jour où il entreprit d'étudier l'anneau A de Saturne à l'Observatoire du Collège d'Harvard (HCO). C'est alors qu'il remarqua des spokes dans l'anneau B et alerta un chercheur d'Harvard. Ce dernier lui dit aussitôt qu'il devait s'agir d'illusions. En effet, la vitesse de rotation différentielle des anneaux de Saturne (rotation Keplérienne, plus rapide au centre qu'à l'extérieure) empêche l'extension radiale de toute formation d'objets car ils ne peuvent survivre aux forces de cisaillement.

A la différence des autres observateurs, O'Meara était tellement persuadé de l'existence de ces spokes qu'il entreprit de les étudier de manière systématique. Il accumula ainsi des années d'observations, déterminant leur durée de rotation, leur apparence sur les deux anses et leur visibilité par rapport à l'angle d'ouverture des anneaux.

Malgré tout ce travail et la soumission d'articles sur le sujet, personne ne les publia parce que tout le monde pensait qu'il s'agissait d'illusions. C'est alors que juste avant la rencontre de Voyager 1 avec Saturne, O'Meara fit part de ses observations à un journaliste spécialisé dans l'exploration spatiale revenant du JPL, lui demandant de le recontacter lorsque la sonde spatiale aurait photographié ces structrues radiales dans l'anneau B.

Les anneaux sont constitués de rochers glacés indépendants (de petits astéroides et des poussières) maintenus par gravité. Certains forment des motifs stables dénommés "spokes" qui évoluent avec l'anneau mais dont la nature exacte est inconnue. Cliquer sur l'image du centre pour lancer une animation des spokes (AVI de 1.2 MB) tels qu'ils furent découverts par la sonde Voyager 1 en 1981. A droite, une image des spokes de l'anneau B prise le 19 octobre 2013 par la sonde Cassini à 1.9 million de kilomètres de distance. Documents NASA/JPL et NASA/JPL/SSI.

Par un heureux hasard, en 1981 la sonde Voyager 1 les photographia et c'est ainsi que Stephen O'Meara fut crédité d'avoir découvert les spokes avant la sonde Voyager. Pour O'Meara, il ne s'agissait pas d'une illusion observée une nuit, mais bien des structures réelles et persistentes qui semblaient défier les lois du mouvement des planètes.

Les images prises par la sonde Voyager 1 confirmèrent que ces formations radiales s'étendaient vers l'extérieur de l'anneau B, parcourant des secteurs larges de plus de 2000 km en moins de 12 minutes (soit 10000 km/h ou 2.8 km/s !).

Contredisant la 3e loi de Kepler qui impose à tout corps en rotation d'avoir une vitesse différentielle en fonction de la distance au centre, ces formations restent en cohésion comme si elles étaient maintenues par une force invisible. De l'avis des spécialistes, il peut s'agir de poussières en suspension au-dessus des anneaux, dont la sustentation serait induite par le champ magnétique de Saturne, raison pour laquelle elles n'obéiraient pas aux lois de la mécanique.

Mais actuellement le mystère demeure quant à la nature réelle de ces formations qui ne sont pas permanentes mais réapparaissent de temps à autre indépendamment de l'inclinaison des anneaux par rapport à la Terre.

Dernier chapitre

Les satellites

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[2] Récit basé sur une correspondance étroite avec l'astronome James Bryan de l'Université du Texas (2005, 2006), Julius Benton de l'ALPO (2005), Stephen O'Meara (2005), Toshihiko Ozawa (1980-90) et les équipes de la mission Cassini du JPL (2005). L'observation de Paul Stroobant est citée dans "Observations de Saturne faites en 1890", Observatoire Royal de Bruxelles. Bulletin de L'Académie Royale des Sciences des Lettres et des Beaux-Arts de Belgique, 3rd series, 19, 6, pp.772-775.


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