LE SYSTEME SOLAIRE EXTERNE

Avec l'aimable autorisation de l'auteur de ces publications Mr Olivier ESSLINGER auquel j'adresse mes sincères remerciements

Jupiter

Après la ceinture d'astéroïdes, nous entrons dans le domaine des planètes géantes. Pour commencer, à 5,2 unités astronomiques du Soleil, nous rencontrons Jupiter, dont le diamètre équatorial est d'environ 143000 kilomètres, soit 11 fois celui de la Terre. Avec une masse proche de 320 fois celle de notre monde, Jupiter est deux fois plus massive que toutes les autres planètes réunies. Sa densité moyenne est d'environ 1,3 fois la densité de l'eau, ce qui est à comparer avec la densité moyenne de la Terre, soit 5,5 fois celle de l'eau. Cette faible valeur fut interprétée dès les années 1930 comme une prépondérance des deux éléments les plus légers, hydrogène et hélium.

Jupiter est l'un des objets les plus intéressant du ciel nocturne. Même un petit télescope révèle un disque découpé par plusieurs bandes parallèles alternativement claires et sombres. D'autres détails apparaissent : une énorme région ovale et rouge, déjà observée au XVIIe siècle, et de nombreuses petites régions ovales blanches ou brunes. Une autre caractéristique de Jupiter est son fort aplatissement dû à une vitesse de rotation vertigineuse. La planète effectue en effet un tour sur elle-même en moins de 10 heures, ce qui est prodigieux étant donné son gabarit.

Une mosaïque d'images prises lors du survol de Jupiter par la sonde Cassini en 2000.

Les premières informations consistantes sur Jupiter furent récoltées par les sondes Pioneer 10 en 1973, Pioneer 11 en 1974, puis plus tard Voyager 1 et 2 en 1979. Ces sondes fournirent en particulier une analyse spectrale poussée et confirmèrent que la planète est essentiellement constituée d'hydrogène (82 pour cent de la masse totale) et d'hélium (17 pour cent), avec quelques traces d'autres éléments comme le méthane (CH4) ou l'ammoniac (NH3). Elles révélèrent également l'existence d'un anneau très fin dans le plan de l'équateur de Jupiter, composé de poussières et de petites roches. La planète fut également survolée par les sondes Ulysse en 1992 et Cassini en 2000, mais la moisson la plus importante a été réalisée récemment lors de la mission Galileo.

La sonde Galileo fut lancée en 1989 par la navette Atlantis pour atteindre Jupiter en 1995 et se mettre en orbite autour de la planète. La mission dura jusqu'en 2003 lorsque, presque à court de carburant, la sonde fut déviée de sa trajectoire pour aller se désintégrer dans l'atmosphère de Jupiter. Lors de ses 8 années d'observation, Galileo accumula une quantité fantastique d'informations sur l'atmosphère de Jupiter, sa magnétosphère, son système d'anneaux et ses satellites. De plus, lors de son arrivée à Jupiter, une sonde plus petite se sépara de l'engin principal pour plonger vers la planète et étudier directement l'atmosphère, en particulier les nuages et les vents. Cette sonde réussit à survivre pendant 57 minutes avant d'être écrasée par la pression atmosphérique.

Une image en fausses couleurs de la grande tache rouge, prise dans l'infrarouge par la sonde Galileo en 1996.

Structure interne et atmosphère

La structure interne de Jupiter a été déterminée grâce à différents types d'observations. La façon dont la planète est déformée par sa rotation a permis de déterminer qu'au centre se trouve un noyau rocheux d'environ 10 000 kilomètres de rayon. Après le noyau apparaît une couche d'hydrogène liquide de 40 000 kilomètres d'épaisseur qui a la particularité d'être métallique. Sous l'effet d'une pression énorme - plus de 3 millions de fois la pression atmosphérique terrestre - les électrons ne sont plus liés aux noyaux et peuvent se déplacer librement. Ils peuvent ainsi transporter la chaleur et l'électricité et engendrer un champ magnétique, en un mot l'hydrogène liquide s'y comporte comme un métal. Au-dessus, se trouve une autre couche de 20 000 kilomètres d'épaisseur composée d'hydrogène moléculaire liquide qui n'est plus métallique. Enfin, vers la surface, on trouve une très mince couche d'hydrogène moléculaire gazeux épaisse d'environ 1000 kilomètres.

Les structures visibles à la surface de Jupiter, en particulier la tache rouge, appartiennent toutes aux 100 premiers kilomètres de la couche gazeuse. Les observations des sondes ont amené les planétologues à proposer une structure à trois couches pour ces 100 kilomètres. En plongeant vers l'intérieur, on rencontre d'abord des nuages de cristaux d'ammoniac (NH3), puis des nuages de sulfure acide d'ammonium (NH4SH) et enfin des nuages de glace d'eau (H2O). Cette structure en couches est à l'origine de l'aspect coloré de la planète car chacune des couches possède une couleur bien particulière, dans l'ordre, le rouge, le blanc et le brun.

Une mosaïque d'images en fausses couleurs de quelques taches
blanches ovales sur Jupiter, prises par la sonde Galileo en 1997.

La couleur d'une région de Jupiter dépend de l'altitude des nuages à son sommet, c'est à dire de la pression qui y règne. Les grandes bandes parallèles à l'équateur doivent leur forme à la grande vitesse de rotation de Jupiter. Elles sont alternativement composées de gaz chaud remontant de l'intérieur, laissant voir les nuages blancs de la couche moyenne, et de gaz plus froid plongeant vers l'intérieur, révélant ainsi les nuages bruns plus profonds. A cette structure en bande se superposent les taches ovales de différentes couleurs qui sont en fait des sortes d'ouragans. Leur couleur dépend également de la profondeur des nuages visibles. Ainsi la tache rouge est une formation qui met en jeu des nuages les nuages les plus élevés et apparaît donc rouge.

En étudiant le rayonnement provenant de Jupiter, les planétologues se sont rendu compte d'un phénomène curieux : la planète émet 1,5 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit. Cette propriété explique pourquoi la température augmente lorsque l'on pénètre dans l'atmosphère et est responsable de la répartition des couches nuageuses. Le phénomène s'explique probablement par le fait que Jupiter est toujours encore en train de libérer l'énergie accumulée lors de sa formation.

Les satellites de Jupiter

Autour de Jupiter orbitent au moins 61 satellites. Les quatre principaux furent découverts par Galilée en 1610 : Io, Europe, Ganymède et Callisto dans l'ordre des distances croissantes. Les deux premiers sont grands comme la Lune, les deux autres comme Mercure. Les deux sondes Voyager en 1979 puis la sonde Galileo entre 1995 et 2003 nous ont envoyé des images saisissantes de ces satellites et ont révélé quatre mondes très différents.

Un montage des quatre satellites galiléens classés par ordre de taille : Ganymède, Callisto, Io and Europe.

Le premier satellite galiléen en s'éloignant de Jupiter est Io, à une distance de 421 600 kilomètres de la planète et avec un diamètre de 3630 kilomètres. Io est le siège d'une forte activité volcanique qui produit une grande quantité de matériaux riches en souffre et donne au satellite son aspect jaune et rouge de pizza.

Le satellite Io, photographié en 1998 par la sonde Galileo à une distance de 294 000 kilomètres.

L'activité volcanique est due à des forces de marée provoquées par l'interaction gravitationnelle combinée de Jupiter, d'Europe et de Ganymède. Cette force déforme périodiquement l'intérieur du satellite, le soumet à des forces de friction qui l'échauffent, et la chaleur ainsi engendrée est évacuée vers l'extérieur par l'intermédiaire de volcans. La surface d'Io est ainsi constamment renouvelée lors d'éruptions volcaniques et les cratères d'impact sont très rares.

Une éruption volcanique à la surface d'Io, observée en 2000 par la sonde Galileo.

On rencontre ensuite Europe, à une distance de 670 900 kilomètres de Jupiter et avec un diamètre de 3138 kilomètres. Europe présente une surface très lisse formée de glace d'eau, sans relief notable mais recouverte d'une multitude de crevasses pouvant s'étendre sur des milliers de kilomètres. Ces caractéristiques peuvent s'expliquer si, à une époque reculée, la surface a été fondue par des forces de marée avant de geler en laissant apparaître d'énormes fractures. Il est d'ailleurs possible que les mêmes forces de marée créent encore suffisamment de chaleur pour permettre l'existence d'un océan liquide sous la croûte glacée, d'où l'éventualité d'une forme de vie sous la surface.

La surface de glace craquelée d'Europe. Les différences de couleurs sont dues à des dépôts de fines
particules de glace. Cette image est une mosaïque d'observations de la sonde Galileo entre 1996 et 1997.

Le troisième satellite galiléen est Ganymède, à une distance de 1,070 millions de kilomètres et avec un diamètre de 5268 kilomètres, ce qui en fait le plus grand satellite du système solaire. Ganymède présente une surface bicolore. On trouve d'abords des zones sombres recouvertes de cratères et donc très anciennes, probablement les vestiges de la surface originelle. A ces régions sombres s'ajoutent des zones claires avec peu de cratères mais recouvertes de nombreuses fissures parallèles. Ces zones claires sont probablement constituées de matériaux en provenance de l'intérieur du satellite qui se seraient répandus sur la surface sous l'effet d'une possible tectonique des plaques.

Un cratère déformé par les forces tectoniques dans une région
sombre de Ganymède, observé en 1997 par la sonde Galileo.

A une distance de 1,883 millions de kilomètres de Jupiter, on rencontre finalement Callisto, avec un diamètre de 4806 kilomètres. Contrairement aux autres satellites galiléens, la surface de Callisto est sombre, uniforme et complètement recouverte de cratères d'impact. Callisto, du fait de son éloignement de Jupiter, est soumis à des forces de marée plus faibles que les autres satellites galiléens et sa surface d'origine n'a donc pas été renouvelée par des processus internes.

Une région de Callisto où apparaissent, de façon imprévue, très peu de cratères de petite taille.
Cette image a été prise par la sonde Galileo en 1996.

Saturne

Après Jupiter, nous arrivons à Saturne qui orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 9,5 unités astronomiques. Deuxième planète par la taille avec un diamètre de 121 000 kilomètres, elle est surtout connue pour ces magnifiques anneaux. Tout comme Jupiter, elle tourne très vite sur elle-même, en une dizaine d'heures, et est essentiellement constituée d'hydrogène et d'hélium, comme le prouve sa très faible densité de seulement 0,69 fois celle de l'eau.

La planète a été étudiée en détail par 3 sondes : Pioneer 11 en 1979, Voyager 1 en 1980 et Voyager 2 en 1981. Celles-ci ont révélé la complexité des anneaux et ont apporté des images à haute résolution de la surface visible de Saturne. Cette dernière s'est révélée beaucoup moins colorée que celle de Jupiter, avec néanmoins des bandes jaunâtres parallèles à l'équateur et quelques taches blanches.

Une image de Saturne prise par la sonde Cassini en novembre 2003
depuis une distance de 111 millions de kilomètres.

Saturne a une structure interne semblable à Jupiter. Un aplatissement plus fort de la planète suggère que son noyau rocheux est plus volumineux. Le champ magnétique plus faible indique quant à lui que la couche d'hydrogène métallique doit être moins épaisse. La partie supérieure de l'atmosphère est également similaire à celle de Jupiter, avec les trois même couches (NH3, NH4SH et H2O) et une structure en bandes parallèles à l'équateur. Le manque de couleur et de contraste est dû à la plus faible gravité de Saturne, qui fait que les trois couches se répartissent sur plusieurs centaines de kilomètres, au lieu de plusieurs dizaines pour Jupiter. Les couches profondes sont ainsi masquées par des centaines de kilomètres de brume.

Comme sa voisine, Saturne émet plus d'énergie qu'elle n'en reçoit, en l'occurrence 2,5 fois plus. Cela n'est probablement pas dû à de l'énergie accumulée durant la phase de formation, mais plutôt à des chutes d'hélium vers l'intérieur de la planète, similaires à nos chutes de pluie. Ces mouvements transforment de l'énergie gravitationnelle en chaleur et peuvent également expliquer la faible concentration en hélium dans les couches externes.

Les anneaux

Les anneaux de Saturne furent observés pour la première fois par Galilée en 1610, qui les prit pour deux satellites de la planète. Christian Huygens les décrivit comme un anneau unique en 1655. Ils ne furent identifiés comme plusieurs anneaux que quelques années plus tard, en particulier par Cassini en 1675 qui identifia la discontinuité qui porte son nom.

Une vue des anneaux de Saturne prise par la sonde Cassini neuf jours avant son entrée en orbite à une distance de 6,4 millions de kilomètres. Les anneaux sont principalement formés de glace d'eau et les variations de couleur sont probablement dues à différents degrés de contamination par d'autres éléments, par exemple des roches.

Les anneaux ont un diamètre externe de l'ordre de 600 000 kilomètres et une épaisseur d'à peine 2 kilomètres. Les photographies prises par les sondes montrent que les anneaux relativement larges que l'on peut voir depuis la Terre sont en fait formés d'une multitude d'anneaux très fins et très proches. Ces anneaux très fins sont eux-mêmes composés d'une myriade de petits corps solides indépendants, en orbite autour de la planète et tournant d'autant plus vite qu'ils sont proches de Saturne. Ces corps sont essentiellement constitués de glace ou bien de roche recouvertes de glace. Leur taille varie entre le millimètre et plusieurs dizaines de mètres.

Les planétologues pensent que les anneaux sont le résultat de l'explosion d'un satellite qui s'est trop rapproché de Saturne. Imaginez en effet qu'un corps de grande taille vienne s'aventurer trop près de la planète. Tous les points de ce corps ne se trouvent pas à la même distance de Saturne, ils vont donc être soumis à des forces de gravité légèrement différentes. L'écart est en particulier très important entre la face tournée vers la planète et la face opposée. Le résultat global est que le corps est soumis à une force qui tend à l'étirer et même à le déchirer - on parle d'une force de marée car c'est le même phénomène qui explique les déformations de la Terre donnant lieu aux marées. L'éclatement se produit lorsque la force de marée devient supérieure aux forces de cohésion du corps, ce qui se produit quand la planète atteint une distance minimale appelée la limite de Roche. Remarquons que les forces de marée interviennent encore de nos jours en empêchant les débris de s'agglomérer pour former un nouveau corps.

Un gros plan des anneaux de Saturne pris par la sonde Cassini
lors de sa mise en orbite autour de la planète en juillet 2004.

Saturne est entourée d'une vingtaine de satellites dont certains interagissent avec les anneaux. Ainsi, le satellite Mimas est à l'origine de la plus grande discontinuité dans les anneaux, la division de Cassini. Si des corps se trouvaient dans cette division, leur période orbitale serait exactement la moitié de celle de Mimas. Il y aurait donc un effet de résonance similaire à celui qui affecte les astéroïdes et Jupiter, et l'orbite de ces corps serait modifiée. D'autres satellites, qualifiés de bergers, ont l'effet inverse. En agissant de concert, ils tendent à confiner certains des petits corps dans des orbites bien définies.

La sonde Cassini-Huygens

Notre connaissance de Saturne et de ses satellites a fait un bond énorme en avant avec la mission Cassini-Huygens, une collaboration entre la NASA et l'ESA. Le lancement de la sonde s'est déroulé en octobre 1997 et l'arrivée à Saturne en juillet 2004. Cette mission est le plus bel exemple de billard interplanétaire à ce jour puisqu'elle a fait appel à quatre reprises à l'assistance d'une planète, deux fois Vénus, une fois la Terre, puis enfin Jupiter en l'an 2000.

Cette mission met en jeu deux éléments : un orbiteur qui tourne autour de Saturne depuis 2004 et une sonde qui plongea dans l'atmosphère de Titan. L'orbiteur, nommé Cassini, étudie l'atmosphère de Saturne, en particulier ses puissants vents, le système d'anneaux et la magnétosphère. Il procède également à des survols rapprochés des différents satellites de glace, tout spécialement Titan, dont il a observé l'atmosphère et la surface. La sonde, baptisée Huygens, a atteint Titan en janvier 2005. Elle a étudié la composition de l'atmosphère du satellite, pendant sa chute qui dura deux heures et demi, et sa surface. Les noms des deux sondes sont dédiés à deux astronomes du XVIIe siècle, le Hollandais Christian Huygens, qui découvrit Titan et fut le premier à comprendre que Saturne était entouré d'anneaux, et l'Italien Jean-Dominique Cassini, qui découvrit la première division dans les anneaux.

Titan

Le plus grand satellite de Saturne, Titan, fut découvert par l'astronome hollandais Christiaan Huygens en 1655. Son diamètre est de 5150 kilomètres, ce qui en fait le deuxième plus gros satellite du système solaire, juste après Ganymède, et le place même devant Mercure et Pluton. Sa révolution autour de Saturne et sa rotation ont une période identique, d'une valeur de 15 jours et 23 heures terrestres. Titan présente donc toujours la même face à Saturne, comme notre propre Lune.

Une image de Titan prise par la sonde Cassini en juillet 2004. Le satellite présente son aspect familier orange en lumière visible, mais un filtre ultraviolet a également été utilisé pour faire apparaître de minces couches de brume stratosphériques (ici en pourpre).

Les premières images rapprochées de Titan furent obtenues par la sonde Voyager 1 en 1980. Elles révélèrent une atmosphère orangée, uniforme et impénétrable, en raison de couches stratosphériques opaques à la lumière visible. L'analyse spectrale a montré que cette atmosphère est principalement composée d'azote (comme la Terre), avec quelques pour cent de méthane et d'argon. On trouve également des traces d'autres composés comme par exemple l'éthane, le cyanure d'hydrogène ou le monoxyde de carbone, sous forme de gaz ou d'aérosols (minuscules particules solides) Ces composés se forment probablement à partir du méthane de la haute atmosphère et pourraient donner lieu à des brouillards épais et à des précipitations. Notons encore que la surface de Titan présente une température de -178 degrés Celsius et une pression de 1,5 bars.

Une vue de Titan en fausses couleurs construite à partir d'images prises par Cassini en avril 2005 en lumière visible et infrarouge. Le vert représente des régions où Cassini est capable d'observer la surface elle-même, le bleu montre la haute atmosphère et le rouge indique des régions stratosphériques où le méthane absorbe la lumière du Soleil.

Il est possible d'étudier la surface de Titan en l'observant dans certaines longueurs d'onde du domaine infrarouge où l'atmosphère est transparente. C'est par cette méthode que le télescope spatial a pu obtenir des premières images en 1994, et mettre en évidence une région brillante d'une taille d'environ 4000 kilomètres baptisée Xanadu.

Une vue de la surface de Titan prise en mai 2007 par la sonde Cassini à l'aide de son radar. La partie sombre est une étendue liquide, profonde de plusieurs dizaines de mètres et probablement composée de méthane et d'éthane. Le reste de l'image présente toutes les caractéristiques d'une région côtière, avec des rivières, des baies et des îles.

Mais c'est bien sur avec l'arrivée de la sonde Cassini en 2004 qu'une étude approfondie a commencé. Survol après survol, la sonde est en train de construire une image de plus en plus précise de la surface de Titan. Elle a ainsi confirmé l'existence d'une région plus brillante, mais aussi révélé des structures nouvelles, en particulier des stries d'origine inconnue.

La surface de Titan vue par l'atterrisseur Huygens à plusieurs étapes de sa descente vers la surface du satellite. De haut en bas, l'altitude est de 150, 30 et 8 kilomètres, puis 1500 et 300 mètres. De gauche à droite, la vue est vers l'ouest, le nord, l'est et le sud.

L'autre moyen d'étudier la surface de Titan est de s'y poser. C'est l'exploit accompli le 14 janvier 2005 par la sonde Huygens de l'ESA, après un long voyage de sept ans en compagnie de Cassini. Lors de son arrivée, Huygens a dévoilé des paysages extraordinaires, façonnés par le méthane, qui joue sur Titan un rôle équivalent à celui de l'eau sur Terre. Les images de la sonde ont mis en évidence des zones sombres basses, peut-être des lacs desséchés, et des régions de plateaux plus claires, parcourues par des chenaux de drainage. Le contact direct avec le sol a quant à lui révélé un matériau de la consistance du sable, recouvert par une fine croûte plus dure.

La surface de Titan photographiée par la sonde Huygens de l'agence spatiale européenne le 14 janvier 2005. Pour se donner une idée des ordres de grandeur, l'objet plat sous le centre de l'image et un peu à gauche est situé à 85 centimètres et a un diamètre de 15 centimètres. La surface est composée d'un mélange de glaces d'eau et d'hydrocarbures. On remarque également des traces d'érosion qui pourraient s'expliquer par des écoulements de liquides.

Encelade

Encelade est un petit satellite de Saturne avec un diamètre de seulement 505 kilomètres. Le satellite se déplace sur une orbite assez proche de Saturne, à 238 000 kilomètres du centre de la planète. Son orbite est à l'intérieur de l'anneau E, une ceinture diffuse et très étendue, au-delà des anneaux que l'on voit traditionnellement sur les images de Saturne. La surface d'Encelade est très brillante et réfléchi presque toute la lumière qui l'atteint. Sa surface est très variée, avec cinq différents types de terrains, en particulier des régions dépourvues de cratères, un signe que le satellite est géologiquement actif. Encelade fut découvert par William Herschel en 1789. Sa renommée vient du fait qu'il s'agit de l'un des rares corps du système solaire où l'on envisage la présence d'eau liquide et donc peut-être la possibilité d'une forme de vie.

Lors d'un survol du satellite en 2005, la sonde Cassini identifia autour du pôle sud une région couverte de fractures tectoniques et produisant des jets de vapeur d'eau et de particules de glace d'eau. Au sein de cette région apparaissent en particulier les fameuses "rayures de tigre", quatre failles d'environ 130 kilomètres de long, 2 kilomètres de large et 500 mètres de profondeur, séparées de 35 kilomètres. La sonde a dévoilé que ces failles étaient la principale source des jets. Elle a aussi montré que la température au sol était plus élevée sur ces failles, -135 degrés, à comparer à la température moyenne de -200 degrés, une indication de la présence de cryovolcanisme (c'est dire de volcans éjectant de la glace plutôt que du magma).

Vue d'ensemble prise en 2005 par la sonde Cassini, où l'on voit près du pôle sud
les "rayures de tigre" qui sont la source des jets de vapeur et de glace d'Encelade.

Le phénomène peut s'expliquer si l'on tient compte des forces de marée produites lors de perturbations de l'orbite du satellite. Ces forces de marée engendrent des déformations, donc de la friction, dans la couche extérieure de glace. Cette friction produit une grande quantité de chaleur au sein d'Encelade, capable de transformer la glace en eau liquide. D'où la conclusion que sous la surface glacée se trouve un océan d'eau liquide, responsable du cryovolcanisme et de l'éjection de matière vers l'anneau E de Saturne.

En 2009, la sonde Cassini traversa l'anneau E et étudia sa composition in situ grâce à son analyseur de poussières cosmiques. Comme l'anneau E est principalement composé de matière éjectée par Encelade, il s'agissait là d'un moyen d'analyser indirectement la composition du satellite. Le résultat le plus spectaculaire fut la découverte de sels de sodium dans les grains de glace. Bien que d'autres explications existent, les sels de sodium proviennent probablement de la dissolution de roches en contact avec de l'eau liquide sous la couche de glace, ce qui confirme l'existence vraisemblable d'un océan d'eau liquide.

Les jets de vapeur et de glace observés en 2005 par la sonde Cassini.

Les concentrations de sels de sodium sont assez faibles, seulement deux pour cent de la masse totale, si faible que les observations depuis la terre n'avaient jamais pu les détecter. Ce pourcentage très faible n'est pas compatible avec l'image selon laquelle les jets de vapeur et de glace seraient des geysers provenant directement d'un océan sous pression. L'explication actuelle fait donc intervenir des grottes souterraines. L'océan liquide en contact avec le noyau rocheux feraient remonter de l'eau chargée de sels vers ces grottes à travers des fissures dans le manteau d'Encelade. Dans ces grottes, une fraction de l'eau se vaporiserait et une autre se solidifierait pour former des grains de glace. La vapeur et la glace remonteraient ensuite lentement vers la surface à travers d'autres fissures pour être finalement rejetées vers l'espace sous forme de jets. Ce scénario est beaucoup moins violent qu'un geyser et expliquerait que les concentrations de sels soient relativement faibles.

Gros-plan sur l'une des "rayures de tigre", Cairo Sulcus (au bas de l'image),
pris en 2008 par la sonde Cassini à une distance de 2500 kilomètres.

Et des formes de vie ? Evidemment, il n'y a aucune preuve concrète pour l'instant. Mais, néanmoins, les trois ingrédients essentiels à l'apparition de la vie telle que nous la connaissons sont réunis. La sonde Cassini a montré qu'Encelade est doté d'eau, probablement sous forme liquide, d'une source d'énergie, les forces de marées, et de molécules qui pourraient former la base d'acide aminés. On peut donc se laisser aller à rêver. En tout cas, Encelade est désormais devenu une cible privilégiée dans la recherche de formes de vie extraterrestres.

Les satellites de Saturne

La planète Saturne est entourée d'au moins 34 satellites. Le plus intéressant est Titan, avec un diamètre de 5150 kilomètres. On trouve également six satellites de diamètres intermédiaires, entre 400 et 1500 kilomètres : Mimas, Encelade, Téthys, Dioné, Rhéa et Japet, dans l'ordre des distances croissantes à Saturne. Il a aussi d'autres satellites plus petits qui sont généralement soit des astéroïdes capturés, soit des résidus d'impacts ou de collisions.

Un montage des principaux satellites de Saturne d'après des images des sondes Voyager.

Les satellites Mimas et Téthys sont tous deux très cratérisés. En particulier, on observe sur Mimas un énorme cratère d'impact dont le diamètre est le tiers du diamètre de la planète.

Une image de Mimas obtenue par la sonde Cassini en août 2005. Mimas possède un diamètre de 398 kilomètres
et son aspect "Guerre des étoiles" vient d'un cratère extraordinaire de 130 kilomètres de diamètre appelé Herschel.

Encelade, au contraire, présente de grandes régions recouvertes de glace très pure et pratiquement dépourvues de cratères, ce qui indique une activité géologique récente, probablement il y a moins de 100 millions d'années. Cette activité est vraisemblablement due à des forces de marée engendrées par les interactions gravitationnelles entre Encelade, Dioné et Saturne, une situation similaire à celle d'Io autour de Jupiter.

Dioné, Rhéa et Japet ont en commun d'avoir des hémisphères très dissimilaires. Les satellites Dioné et Rhéa ont tous les deux un hémisphère semé de cratères et un hémisphère plus lisse recouvert de traînées brillantes d'origine encore inconnue. La différence est encore plus marquée pour Japet qui possède un hémisphère très sombre et un hémisphère très réfléchissant. Dans ce dernier cas, les planétologues pensent que l'hémisphère sombre est du à la proximité d'un autre satellite, Phoebé. Cet ancien astéroïde capturé par Saturne est composé de matière très sombre qui s'échappe peu à peu vers l'extérieur et vient en particulier recouvrir l'un des hémisphères de Japet.

La surface de Japet, mosaïque d'images prises par la sonde Cassini en décembre 2004. On observe la présence de deux types de terrains d'aspects très différents, ainsi qu'une mystérieuse crête le long de la zone équatoriale.

LES CONFINS DU SYSTEME SOLAIRE

Uranus

La planète Uranus se trouve à 19 unités astronomiques du Soleil, soit 2,87 milliards de kilomètres. A cette distance, il lui faut 84 années terrestres pour faire une révolution autour de notre étoile. Elle est la troisième plus grosse planète du système solaire avec un diamètre de 51 800 kilomètres.

Uranus est principalement constituée d'hydrogène et l'hélium, avec aussi un peu de méthane et des traces d'autres composés. Lors du survol de la sonde Voyager 2 en 1986, la planète apparaissait uniformément bleu vert, sans aucun détail visible. Du fait de sa masse, Uranus a moins d'énergie interne à libérer que Jupiter et Saturne et la convection dans son atmosphère est plus limitée, d'où une absence de bandes et un aspect beaucoup plus homogène. Notons néanmoins que des observations plus récentes par le télescope spatial ont révélé une structure en bandes plus marquée, peut-être due à des changements climatiques au cours de la révolution de la planète autour du Soleil.

Une image d'Uranus par la sonde Voyager 2 en janvier 1986.

La couleur bleu-vert d'Uranus provient du méthane présent dans la haute atmosphère. Les rayons du Soleil sont réfléchis par les nuages les plus élevés de la planète mais doivent traverser la couche de méthane qui se trouve au-dessus. Or le méthane absorbe surtout la fraction rouge de la lumière solaire, et la portion bleue est donc la seule à pouvoir s'échapper.

La rotation de la planète est relativement rapide, avec une période légèrement supérieure à 17 heures. Uranus se distingue des autres corps du système solaire par le fait que son axe de rotation est presque dans le plan de l'orbite. Ainsi, lors du survol par la sonde Voyager 2 en 1986, le pôle Sud de la planète faisait face au Soleil. En 2007, après un quart d'orbite, ce sera l'équateur de la planète qui sera la région la plus illuminée. Ces variations pourraient être à l'origine des lents changements climatiques observés sur la planète. Remarquons encore que la position inhabituelle de l'axe de rotation est probablement le résultat d'une collision avec une autre protoplanète dans un passé lointain.

Une image d'Uranus prise en 2006 par le télescope spatial Hubble en lumière infrarouge.
On aperçoit le satellite Ariel ainsi que son ombre projetée sur la planète.

Satellites et anneaux

Uranus possède au moins 27 satellites, dont les cinq principaux, par ordre de distance croissante à la planète sont Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Obéron. Le plus grand de ces satellites est Titania, avec un diamètre de 1580 kilomètres, soit moins de la moitié de celui de notre Lune.

La planète est aussi entourée de plusieurs anneaux très fins découverts depuis la Terre lors de l'observation d'une occultation d'étoile en 1977. Leur existence a ensuite été confirmée lors du survol par la sonde Voyager 2, et d'autres anneaux ont encore été découverts plus tard, en particulier par le télescope spatial Hubble. Ces anneaux sont formés de boules de glace sombre et peu réfléchissante, les plus grosses pouvant atteindre quelques mètres de diamètre.

Un magnifique croissant d'Uranus photographié par la sonde
Voyager 2 en 1986 à une distance de 800 000 kilomètres.

Découverte

Uranus fut observée à plusieurs reprises au XVIIe et XVIIIe siècles, mais ces premières observations la confondirent avec une étoile. Ce n'est qu'en 1781 que l'astronome anglais William Herschel la reconnue pour ce qu'elle était, une planète, la première à ne pas avoir été identifiée dans l'antiquité. Divers noms furent proposés, en particulier Georgium Sidus en l'honneur du roi George III, ou Herschel pour saluer son découvreur. Mais ce fut l'allemand Johann Elert Bode, celui de la loi de Titius-Bode, qui finalement proposa le nom retenu, Uranus, inspiré d'Ouranos, le dieu grec du ciel.

Les deux plus grands satellites, Titania et Obéron, furent découverts par William Herschel en 1787. Ariel et Umbriel furent découverts par l'anglais William Lassel en 1851, et Miranda par l'américain Gerard Kuiper en 1948. Leurs noms viennent de personnages de pièces de William Shakespeare.

Neptune

La planète Neptune parcourt une orbite à 4,495 milliards de kilomètres, soit 30 unités astronomiques du Soleil, ce qui en fait la plus lointaine des planètes classiques du système solaire (Pluton n'est plus en compétition depuis qu'elle a été rétrogradée au rang de planète naine). Du fait de cette distance, la planète a une très longue période de révolution : 165 années terrestres.

Le diamètre de Neptune est d'environ 49 500 kilomètres, légèrement inférieur à celui d'Uranus, mais tout de même quatre fois celui de la Terre. Neptune a par contre une masse supérieure à Uranus, environ 17 fois la masse de la Terre. La planète est essentiellement constituée d'hydrogène et d'hélium. Elle contient un énorme noyau de roche liquide, d'eau, d'ammoniac et de méthane qui représente les deux tiers du diamètre. Le tiers externe est composé d'hydrogène, d'hélium, d'eau et de méthane.

Neptune photographiée en 1989 par la sonde Voyager 2 à une distance de plusieurs millions de kilomètres.
On aperçoit des nuages blancs de haute altitude ainsi qu'une tache sombre due à une sorte d'ouragan.

La surface externe de Neptune est constituée d'épaisses couches nuageuses et apparaît bleue du fait de la présence de méthane. Ces nuages se déplacent à des vitesses qui peuvent aller jusqu'à 2000 kilomètres à l'heure, des vitesses record pour le système solaire. Rompant la monotonie, on trouve aussi de longs nuages blancs composés de cristaux de glace de méthane, ainsi que de grandes taches bleues dues à des ouragans similaires à ceux Jupiter.

Satellites et anneaux

Neptune possède au moins 13 satellites. Le plus intéressant de ces satellites est Triton, le seul à être suffisamment massif pour avoir atteint une forme sphérique. Il possède un diamètre de 2700 kilomètres et est entouré d'une atmosphère ténue riche en azote avec des traces de méthane. La sonde Voyager 2 y a mesuré en 1989 la plus basse température jamais observée sur un corps du système solaire : -236 degrés Celsius. Sa surface recouverte de glace d'azote est très complexe, avec quelques formations qui ressemblent à des geysers et qui peuvent rejeter de l'azote jusqu'à une altitude de 8 kilomètres.

Triton se déplace sur une orbite rétrograde, c'est-à-dire en direction opposée à la rotation de Neptune, ce qui est très inhabituel. L'explication la plus plausible consiste à dire que Triton ne s'est pas formé au même endroit que Neptune, mais a probablement été capturé par l'attraction gravitationnelle de la planète dans un passé lointain. Les observations montrent également que le satellite se rapproche inexorablement de Neptune sous l'effet des forces de marées. Il devrait un jour exploser et donner naissance à un magnifique anneau autour de la planète.

Une mosaïque d'images du satellite Triton obtenues par la sonde Voyager 2 lors de son survol en août 1989.

Notons encore que Neptune est entourée d'une série d'anneaux très fins probablement composés de poussières. Ces anneaux sont irréguliers et présentent des parties plus denses qui leur donnent l'aspect d'arcs. Les premiers furent décelés depuis la Terre lors d'occultations stellaires dans les années 1980, d'autres furent découverts par la sonde Voyager 2 en 1989.

Découverte

Neptune fut le premier objet astronomique découvert par le calcul plutôt que par le hasard des observations. De longues études du mouvement d'Uranus avaient montré que cette planète devait être soumise à des perturbations gravitationnelles provoquées par un corps non identifié. Les astronomes français Urbain Le Verrier et anglais John Couch Adams utilisèrent indépendamment les lois de la mécanique céleste pour estimer la position de ce corps. L'astronome allemand Johann Gottfried Galle entama des observations à la position indiquée par Le Verrier et fut la première personne à observer Neptune, à l'endroit prévu, le 23 septembre 1846 . Non seulement la découverte d'une nouvelle planète, mais un triomphe pour la mécanique céleste.

Pluton et les planètes naines externes

Pluton et Charon

Pluton, considérée longtemps comme la dernière planète du système solaire, mais rétrogradée au rang de planète naine en 2006, fut découverte par Clyde Tombaugh en 1930. Son orbite est très excentrique et sa distance au Soleil varie donc beaucoup, entre 30 et 49 unités astronomiques. Ainsi, pendant certaines périodes, Pluton est plus proche du Soleil que Neptune, ce qui fut par exemple le cas entre 1979 et 1999. L'orbite est également très inclinée, de 17 degrés par rapport au plan de l'écliptique.

Pluton (à gauche) et Charon observés en 1994 par le télescope spatial.
La séparation du couple est de 19 600 kilomètres.

Du fait de son éloignement, Pluton est très difficile à étudier. Elle n'a en particulier jamais été survolée par une sonde. Il fallut ainsi attendre 1978 pour que l'on découvre que la planète possède un énorme satellite, Charon, à une distance de 19 600 kilomètres. Une propriété remarquable du couple réside dans le fait que les périodes de rotation des deux corps sont identiques et de plus égales à la période d'orbite mutuelle (un peu plus de 6 jours terrestres). Il s'agit là d'un phénomène tout à fait exceptionnel, les deux corps se présentent toujours la même face et apparaissent réciproquement fixes dans le ciel de l'autre. Ce ne fut ensuite qu'en 2005 que deux satellites plus petits, Nix et Hydra, furent découverts par le télescope spatial.

Le système de satellites de Pluton observé par le télescope spatial en février 2006.
Les deux satellites Nix et Hydra furent découverts en mai 2005 par ce même télescope.

Grâce à un phénomène très rare, le passage de la Terre dans le plan de l'orbite du système entre 1985 et 1990, les astronomes ont pu observer toute une série d'éclipses mutuelles des deux corps principaux. Ils ont pu en déduire les dimensions de ces derniers : 2300 kilomètres de diamètre pour Pluton et 1200 pour Charon. Notons que la séparation entre les deux corps ne représente ainsi qu'à peu près 8 fois le diamètre de Pluton.

Reconstitution de la surface de Pluton à partir de données du télescope Hubble obtenues en 1994. Il ne s'agit pas de photographies directes, mais d'images générées par un traitement numérique des observations du télescope. On observe des contrastes très marqués à l'échelle de la planète, probablement dus à la distribution de la glace sur la surface.

Les observations spectroscopiques ont révélé que la surface de Pluton est recouverte de glace et composée principalement d'azote avec un peu de méthane. Une atmosphère très ténue est présente avec une pression 100 000 fois plus faible que la pression terrestre. La température moyenne est quant à elle de -220 degrés Celsius.

Eris

Une autre planète naine au-delà de Neptune est Eris, un corps découvert en 2005 à partir d'images prises en 2003 à l'observatoire du Mont Palomar. On estime d'après des mesures du télescope spatial que le diamètre d'Eris est d'environ 2400 kilomètres, donc légèrement supérieur à celui de Pluton. La planète mineure circule sur une orbite très elliptique et sa distance au Soleil varie entre 38 et 98 unités astronomiques (soit 5,6 et 14,6 milliards de kilomètres). D'autres observations à partir du télescope Keck ont également révélé la présence d'un satellite, Dysnomia, qui tourne autour d'Eris à une distance d'environ 36 000 kilomètres.

La planète naine Eris et son satellite Dysnomia, photographiés en
2005 à l'observatoire Keck à l'aide d'un système d'optique adaptative.

Haumea et Makemake

Enfin, en 2008, deux nouvelles planètes naines ont été reconnues comme telles : Haumea et Makemake. Haumea a été découverte en 2005 à l'observatoire de la Sierra Nevada, sa distance au Soleil varie entre 35 et 51 unités astronomiques et elle est accompagnée de deux satellites (Hi'iaka et Namaka). La planète naine tourne très rapidement sur elle-même, en quatre heures, et sa forme est par conséquent plus ellipsoïdale que sphérique, avec une dimension maximale d'environ 2000 kilomètres et une dimension minimale d'environ 1000 kilomètres. Makemake fut découverte par un télescope robotique à l'observatoire du Mont Palomar en 2005, sa distance au Soleil varie entre 39 et 53 unités astronomiques, elle n'a pas de satellite connu et son diamètre est d'environ 1600 kilomètres. Haumea est la déesse de la fertilité et de la naissance dans la mythologie Hawaïenne. Makemake est le créateur de l'humanité et le dieu de la fertilité dans la mythologie de l'île de Pâques.

Les comètes

Les premiers pas dans l'étude des comètes furent accomplis par l'astronome anglais Edmond Halley. Notant une certaine similarité entre les apparitions cométaires qui se produisirent en 1531, 1607 et 1682, il émit l'hypothèse que ces divers passages étaient le fait d'un seul et même corps céleste. Il utilisa les lois récemment établies par Isaac Newton pour calculer l'orbite de cet objet et fut en mesure de prédire son retour en 1758, ce qui se produisit en effet. La comète de Halley révélait ainsi sa vraie nature : un corps se déplaçant sur une orbite très aplatie, qui passe le gros de son temps aux confins du système solaire, mais qui revient périodiquement visiter le Soleil et n'est visible qu'à ce moment là.

Une image de la comète Neat prise en 2004 depuis l'observatoire de Kitt Peak.
On aperçoit clairement le noyau, la chevelure et la partie la plus proche de la queue.

Les comètes sont des petits corps de quelques kilomètres de diamètre, composés pour les trois quarts de glaces, principalement de la glace d'eau, et pour le reste de poussières riches en carbone. Du fait de leur orbite, ces objets passent le plus clair de leur temps dans des régions éloignées du Soleil, au-delà de Neptune et de Pluton. Ils sont donc très froids et sous forme solide.

C'est lors du passage périodique près du Soleil que se produisent les phénomènes qui les font resplendir. En effet, à quelques unités astronomiques de notre étoile, sous l'effet du rayonnement solaire, les glaces à la surface du noyau cométaire s'échauffent et se vaporisent, entraînant avec elles les particules de poussières. Apparaît alors autour du noyau, une enveloppe diffuse de gaz et de poussière, appelée la chevelure de la comète, dont la taille peut atteindre jusqu'à 100 000 kilomètres et qui continue à grandir à l'approche du Soleil. Cette enveloppe est très lumineuse du fait de la fluorescence de ses gaz ainsi que de la réflexion de la lumière solaire par les poussières.

Le noyau de la comète Tempel 1, photographié le 4 juillet 2005 par la sonde Deep Impact, 67 secondes après l'impact du projectile de 370 kilos lancé par la sonde. L'objectif de la collision était de permettre l'analyse de la matière à l'intérieur de la comète plutôt qu'à sa surface. La composition interne de la comète n'a probablement guère changé depuis sa naissance, et devrait donc nous aider à mieux comprendre les conditions de la naissance du système solaire il y a 4,6 milliards d'années.

Lorsque la comète se rapproche du Soleil, un phénomène encore plus impressionnant se produit. Le vent solaire et la pression de radiation de notre étoile étirent encore cette chevelure et lui donnent une forme très allongée et une longueur prodigieuse, des millions de kilomètres, voire parfois une unité astronomique. Ainsi apparaît ce que l'on appelle la queue de la comète, peut être le phénomène astronomique le plus impressionnant à l'oeil nu. Autour de cette queue se trouve une énorme enveloppe invisible d'hydrogène qui provient de réactions chimiques entre photons solaires et molécules d'eau ayant échappé au noyau.

Notons que la plupart du temps, il y a en fait deux queues, l'une droite, l'autre courbée. Ces deux queues sont formées d'éléments différents. La première queue est formée des poussières qui sont repoussées par la pression de radiation des photons solaires. Ce processus est relativement lent, l'éjection est par conséquent affecté par le mouvement de la comète et la queue s'en trouve courbée. La deuxième queue est formée des ions balayés par le vent solaire. Dans ce cas, le processus est violent et rapide car les ions sont très légers, la queue est donc droite et pointe dans la direction opposée au Soleil.

Le noyau de la comète Wild 2 photographié d'une distance de 500 kilomètres lors du survol par la sonde américaine Stardust le 2 janvier 2004. Cette sonde a profité du survol pour collecter des particules microscopiques de la comète afin de les ramener sur Terre pour analyse en 2006. Les données ainsi recueillies devraient nous aider à mieux comprendre les comètes et l'histoire de la formation du système solaire.

La comète la plus connue est bien sûr celle de Halley, qui nous rend visite tous les 76 ans et dont l'apparition fut déjà notée en 240 avant notre ère. Son dernier passage date de 1986. Elle fut survolée à l'époque par 5 sondes spatiales qui nous ont renvoyé une multitude de données sur le noyau, la chevelure et la queue. Le passage le plus rapproché, à 600 kilomètres du noyau, fut réalisé par la sonde européenne Giotto. Cette dernière réussit à prendre des images du noyau, révélant un corps très sombre en forme de patate, de dimension 16 par 8 kilomètres. La sonde put aussi mettre en évidence des zones d'émission de jets de poussières sur la face éclairée par le Soleil.

La ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort

Les astronomes savent depuis longtemps qu'il existe deux classes différentes de comètes. D'abord les comètes à courte période, inférieure à 200 ans, comme celle de Halley. Leur trajectoire a pour propriété de se trouver dans le plan de l'écliptique comme celles des planètes. Ensuite, les comètes à longue période, plus de 200 ans, en particulier celles qui n'ont jamais été observées qu'une seule fois et dont on estime la période à plusieurs millions d'années. Leurs orbites sont gigantesques et distribuées aléatoirement dans le ciel, sans direction particulière. Cette répartition en deux groupes a conduit les astronomes à postuler l'existence de deux réservoirs de comètes distincts : la ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort, du nom des deux astronomes qui les ont imaginés dans les années 1950, Gerard Kuiper et Jan Oort.

Une photographie d'un membre de la ceinture de Kuiper, appelé 2001 KX76, prise par le télescope de 2,2 mètres de l'ESO à La Silla au Chili. Le diamètre de l'objet a été estimé à 1200 kilomètres, ce qui est supérieur à celui de Céres, le plus grand corps de la ceinture d'astéroïdes.

Les comètes à courte période proviennent de la ceinture de Kuiper, une région située dans le plan du système sol

aire, au-delà de l'orbite de Neptune. Cette ceinture commence probablement vers 30 unités astronomiques et s'étend jusqu'à des centaines d'unités astronomiques. On estime qu'elle contient plus de 200 millions de petits corps glacés susceptibles de devenir des comètes. Certains astronomes pensent même que Triton, Pluton et Charon sont des objets de cette ceinture, qui se distinguent simplement par leur taille exceptionnelle et leur orbite. Ce sont les perturbations gravitationnelles engendrées par les planètes géantes qui de temps en temps modifient l'orbite d'un de ces corps et déclenchent une chute vers le Soleil.

Pour les comètes à longue période, le réservoir est le nuage d'Oort. Celui-ci s'étend sur des distances entre 30 000 et 100 000 unités astronomiques et doit contenir des centaines de milliards d'objets. Dans ces régions éloignées, les noyaux de comètes se trouvent à une fraction non négligeable de la distance qui nous sépare des étoiles les plus proches. Ces dernières vont donc provoquer des perturbations gravitationnelles qui peuvent induire un noyau du nuage à se précipiter vers l'intérieur du système solaire. Le nuage d'Oort est probablement formé d'objets éjectés aux premières heures du système solaire par des phénomènes comme la résonance avec les planètes géantes. Les corps de la ceinture de Kuiper, par contre, se sont probablement formés sur place.

L'une des percées récentes dans l'étude du système solaire est la découverte de corps de petite taille situés au-delà de Neptune et possédant des orbites circulaires, ce qui les distingue des comètes observées habituellement. Des images du ciel obtenues avec de très longues poses ont ainsi commencé à révéler à partir de 1992 des corps situés à plus de 30 unités astronomiques, la majorité avec un diamètre de plusieurs centaines de kilomètres. Ces observations confirmèrent l'existence de la ceinture de Kuiper qui n'était jusqu'alors qu'une hypothèse. Les observations depuis le sol ne pouvaient révéler que des objets suffisamment lumineux donc massifs. C'est le télescope spatial Hubble qui en 1994 observa pour la première fois des objets de la ceinture de dimension plus faible, d'à peine quelques kilomètres parfois.