12.5 : Anneaux planétaires

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Décrire les deux théories de la formation des anneaux planétaires
• Comparez les principaux anneaux de Saturne et expliquez le rôle de la lune Encelade dans la formation de l'anneau E
• Expliquez en quoi la composition et l'apparence des anneaux d'Uranus et de Neptune diffèrent de celles de Saturne
• Décrire comment la structure des anneaux est affectée par la présence de lunes

Outre leurs lunes, les quatre planètes géantes possèdent des anneaux, chaque système d'anneaux étant composé de milliards de petites particules ou « lunettes de lune » orbitant à proximité de leur planète. Chacun de ces anneaux présente une structure complexe liée aux interactions entre les particules de l'anneau et les plus grandes lunes. Cependant, les quatre systèmes annulaires sont très différents les uns des autres en termes de masse, de structure et de composition, comme indiqué dans le tableau\(\PageIndex{1}\) :

Tableau\(\PageIndex{1}\) : Propriétés des systèmes en anneau

Planète	Rayon extérieur (km)	Rayon extérieur (planète R)	Masse (kg)	Réflectivité (%)
Jupiter	128 000	1,8	1010 (?)	?
Saturne	140 000	2.3	1019	60
Uranus	51 000	2.2	1014	5
Neptune	63 000	2,5	1012	5

Le grand système d'anneaux de Saturne est composé de particules glacées réparties en plusieurs vastes anneaux plats contenant une structure très fine. Les systèmes d'anneaux d'Uranus et de Neptune, quant à eux, sont presque à l'inverse de ceux de Saturne : ils se composent de particules sombres confinées dans quelques anneaux étroits séparés par de larges espaces vides. L'anneau de Jupiter et au moins l'un de ceux de Saturne ne sont que des bandes de poussière transitoires, constamment renouvelées par les grains de poussière érodés par les petites lunes. Dans cette section, nous nous concentrons sur les deux systèmes d'anneaux les plus massifs, ceux de Saturne et d'Uranus.

Quelles sont les causes des anneaux ?

Un anneau est un ensemble de particules, chacune semblable à une minuscule lune obéissant aux lois de Kepler alors qu'elle suit sa propre orbite autour de la planète. Ainsi, les particules internes tournent plus rapidement que celles situées plus loin, et l'anneau dans son ensemble ne tourne pas comme un corps solide. En fait, il vaut mieux ne pas penser à un anneau tournant, mais plutôt prendre en compte la révolution (ou le mouvement en orbite) de ses lunettes individuelles.

Si les particules annulaires étaient largement espacées, elles se déplaceraient indépendamment, comme des lunes séparées. Cependant, dans les anneaux principaux de Saturne et d'Uranus, les particules sont suffisamment proches pour exercer une influence gravitationnelle mutuelle, et parfois même pour se frotter ou rebondir l'une sur l'autre lors de collisions à basse vitesse. En raison de ces interactions, nous observons des phénomènes tels que les vagues qui se déplacent à travers les anneaux, exactement de la même manière que les vagues d'eau se déplacent au-dessus de la surface de l'océan.

Il existe deux idées de base sur la façon dont de tels anneaux naissent. La première est l'hypothèse de la rupture, qui suggère que les anneaux sont les restes d'une lune brisée. Il se peut qu'une comète ou un astéroïde soit entré en collision avec la lune, la brisant en morceaux. Les forces de marée ont ensuite séparé les fragments et ils se sont dispersés en un disque. La deuxième hypothèse, qui prend la perspective inverse, suggère que les anneaux sont constitués de particules qui n'ont pas pu se réunir pour former une lune au départ.

Dans l'une ou l'autre théorie, la gravité de la planète joue un rôle important. Près de la planète (Figure\(\PageIndex{1}\)), les forces des marées peuvent déchirer des corps ou empêcher les particules libres de se rassembler. Nous ne savons pas quelle explication vaut pour un anneau donné, bien que de nombreux scientifiques aient conclu qu'au moins quelques-uns des anneaux sont relativement jeunes et doivent donc être le résultat d'une rupture.

Figure\(\PageIndex{1}\) : Systèmes à quatre anneaux. Ce diagramme montre les emplacements des systèmes d'anneaux des quatre planètes géantes. L'axe de gauche représente la surface de la planète. La ligne verticale pointillée est la limite à l'intérieur de laquelle les forces gravitationnelles peuvent briser les lunes (le système de chaque planète est dessiné à une échelle différente, de sorte que cette limite de stabilité s'aligne pour les quatre lunes). Les points noirs sont les lunes intérieures de chaque planète à la même échelle que ses anneaux. Remarquez que seules les très petites lunes survivent à l'intérieur de la limite de stabilité.

Anneaux de Saturne

Les anneaux de Saturne sont l'un des plus beaux sites du système solaire (Figure\(\PageIndex{2}\)). De l'extérieur à l'intérieur, les trois anneaux les plus brillants sont étiquetés avec les noms extrêmement peu romantiques des anneaux A, B et C. Le tableau\(\PageIndex{2}\) donne les dimensions des anneaux en kilomètres et en unités du rayon de Saturne, R Saturne. L'anneau B est le plus brillant et contient les particules les plus serrées, tandis que les anneaux A et C sont translucides.

Figure\(\PageIndex{2}\) : Les anneaux de Saturne vus du haut et du bas. a) La vue d'en haut est éclairée par la lumière directe du soleil. (b) L'éclairage vu de dessous est la lumière du soleil qui s'est diffusée à travers les interstices des anneaux. (crédits a, b : modification des travaux de la NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute)

Tableau\(\PageIndex{2}\) : Caractéristiques sélectionnées des anneaux de Saturne

Nom de la bague ^1	Bordure extérieure (R Saturne)	Bordure extérieure (km)	Largeur (km)
F	2.324	140 180	90
UN	2,267	136 780	14 600
Division Cassini	2,025	122 170	4590
B	1,949	117 580	25 580
C	1,525	92 000	17 490

Les anneaux de Saturne sont très larges et très fins. La largeur des anneaux principaux est de 70 000 kilomètres, mais leur épaisseur moyenne n'est que de 20 mètres. Si nous faisions une maquette des anneaux en papier, nous devrions les faire d'un kilomètre de diamètre. À cette échelle, Saturne pourrait atteindre la hauteur d'un bâtiment de 80 étages. Les particules annulaires sont principalement composées de glace d'eau et vont de grains de la taille du sable à des rochers de la taille d'une maison. Une vue d'initié des anneaux ressemblerait probablement à un nuage brillant de flocons de neige et de grêlons flottants, avec quelques boules de neige et des objets plus gros, dont beaucoup sont des agrégats lâches de particules plus petites (Figure\(\PageIndex{3}\)).

Figure\(\PageIndex{3}\) : Impression idéalisée de l'artiste des anneaux de Saturne vus de l'intérieur. Notez que les anneaux sont principalement constitués de morceaux de glace d'eau de différentes tailles. Vers la fin de sa mission, la sonde Cassini s'est rapprochée des anneaux de Saturne, mais elle ne s'en est jamais approchée. (source : modification d'un travail par la NASA/JPL/Université du Colorado).

Outre les larges anneaux A, B et C, Saturne possède une poignée d'anneaux très étroits d'une largeur maximale de 100 kilomètres. Le plus important d'entre eux, situé juste à l'extérieur de l'anneau A, est appelé anneau F ; son apparence surprenante est discutée ci-dessous. En général, les anneaux étroits de Saturne ressemblent aux anneaux d'Uranus et de Neptune.

Il existe également un anneau très faible et ténu, appelé anneau E, associé à la petite lune glacée de Saturne, Encelade. Les particules de l'anneau E sont très petites et composées de glace d'eau. Comme un nuage de cristaux de glace aussi ténu aura tendance à se dissiper, l'existence continue de l'anneau E suggère fortement qu'il est continuellement réapprovisionné par une source située à Encelade. Cette lune glacée est très petite (seulement 500 kilomètres de diamètre), mais les images du Voyager montrent que les cratères situés sur environ la moitié de sa surface ont été effacés, ce qui indique une activité géologique au cours des derniers millions d'années. C'est avec impatience que les scientifiques de Cassini ont manœuvré l'orbite de l'engin spatial pour permettre plusieurs survols rapprochés d'Encelade à partir de 2005.

Ceux qui attendaient les résultats du survol de Cassini n'ont pas été déçus. Des images à haute résolution montraient de longues bandes sombres de sol lisse près de son pôle sud, qui ont rapidement été surnommées « bandes de tigre » (Figure\(\PageIndex{4}\)). Les mesures infrarouges ont révélé que ces bandes de tigre sont plus chaudes que leur environnement. Mieux encore, des douzaines d'évents cryovolcaniques situés sur les bandes de tigres ont été observés comme des geysers d'eau salée et de glace en éruption (Figure\(\PageIndex{5}\)). Les estimations suggèrent que 200 kilogrammes de matière sont projetés dans l'espace chaque seconde, ce qui n'est pas beaucoup, mais suffisant pour que l'engin spatial puisse prélever des échantillons.

Figure\(\PageIndex{4}\) : Encelade. (a) Cette image montre à la fois un terrain lisse et un terrain en cratères sur la lune de Saturne, ainsi que des « bandes de tigre » dans la région polaire sud (partie inférieure de l'image). Ces bandes sombres (illustrées ici en couleur exagérée) présentent des températures élevées et sont à l'origine des nombreux geysers découverts sur Encelade. Ils mesurent environ 130 kilomètres de long et 40 kilomètres l'un de l'autre. (b) Encelade est ici représentée à l'échelle de la Grande-Bretagne et de la côte de l'Europe occidentale, afin de souligner qu'il s'agit d'une petite lune d'environ 500 kilomètres de diamètre seulement.

Lorsque Cassini a reçu l'ordre de voler dans les panaches, il a mesuré leur composition et a découvert qu'ils étaient similaires à ceux que nous voyons libérés des comètes (voir Comètes et astéroïdes : débris du système solaire). Les panaches de vapeur et de glace étaient principalement constitués d'eau, mais contenaient des traces d'azote, d'ammoniac, de méthane et d'autres hydrocarbures. Les minéraux trouvés à l'état de traces dans les geysers comprenaient du sel ordinaire, ce qui signifie que les panaches des geysers étaient des pulvérisations d'eau salée à haute pression.

Sur la base de l'étude continue des propriétés massives d'Encelade et des geysers existants, les scientifiques de la mission Cassini ont provisoirement identifié en 2015 un océan d'eau souterrain alimentant les geysers. Ces découvertes ont suggéré que malgré sa petite taille, Encelade devrait être ajoutée à la liste des mondes que nous aimerions explorer pour une vie possible. Comme son océan souterrain s'échappe facilement dans l'espace, il est peut-être beaucoup plus facile à prélever des échantillons que l'océan d'Europe, profondément enfoui sous son épaisse croûte de glace.

Figure\(\PageIndex{5}\) : Geysers d'Encelade. Cette image de Cassini montre un certain nombre de geysers d'eau sur la petite lune de Saturne Encelade, apparemment de l'eau salée provenant d'une source souterraine qui s'échappe par des fissures de la surface. Vous pouvez voir des lignes courbes de geysers le long des quatre « bandes de tigre » à la surface.

Anneaux d'Uranus et de Neptune

Les anneaux d'Uranus sont étroits et noirs, ce qui les rend presque invisibles depuis la Terre. Les neuf anneaux principaux ont été découverts en 1977 à partir de l'observation d'une étoile alors qu'Uranus passait devant elle. Nous appelons occultation le passage d'un objet astronomique devant un autre. Au cours de l'occultation de 1977, les astronomes s'attendaient à ce que la lumière de l'étoile disparaisse à mesure que la planète la traversait. Mais en plus, l'étoile s'est éteinte brièvement plusieurs fois avant qu'Uranus ne l'atteigne, chaque anneau étroit passant entre l'étoile et le télescope. Ainsi, les anneaux ont été cartographiés en détail même s'ils ne pouvaient pas être vus ou photographiés directement, comme le fait de compter le nombre de voitures dans un train la nuit en observant le clignotement d'une lumière lorsque les voitures passaient successivement devant lui. Lorsque Voyager s'est approché d'Uranus en 1986, il a pu étudier les anneaux de près ; l'engin spatial a également photographié deux nouveaux anneaux (Figure\(\PageIndex{6}\)).

Figure\(\PageIndex{6}\) : Anneaux d'Uranus. L'équipe Voyager a dû exposer cette image pendant longtemps pour avoir un aperçu des anneaux noirs étroits d'Uranus. Vous pouvez voir la structure granuleuse du « bruit » dans l'électronique de l'appareil photo sur l'arrière-plan de l'image.

L'anneau d'Epsilon est le plus externe et le plus massif des anneaux d'Uranus. Il ne mesure qu'environ 100 kilomètres de large et probablement pas plus de 100 mètres d'épaisseur (similaire à l'anneau F de Saturne). L'anneau d'Epsilon encercle Uranus à une distance de 51 000 kilomètres, soit environ deux fois le rayon d'Uranus. Cet anneau contient probablement autant de masse que les dix autres anneaux d'Uranus réunis ; la plupart d'entre eux sont des rubans étroits de moins de 10 kilomètres de large, juste à l'inverse des larges anneaux de Saturne.

Les particules individuelles des anneaux uraniens sont presque aussi noires que des morceaux de charbon. Bien que les astronomes ne comprennent pas en détail la composition de ce matériau, il semble qu'il soit constitué en grande partie de composés de carbone et d'hydrocarbures. Les matières organiques de ce type sont assez courantes dans le système solaire externe. De nombreux astéroïdes et comètes sont également composés de matériaux sombres ressemblant à du goudron. Dans le cas d'Uranus, ses dix petites lunes intérieures ont une composition similaire, ce qui suggère qu'une ou plusieurs lunes se sont peut-être brisées pour former les anneaux.

Les anneaux de Neptune sont généralement similaires à ceux d'Uranus mais sont encore plus ténus (Figure\(\PageIndex{7}\)). Ils ne sont que quatre et les particules ne sont pas uniformément réparties sur toute leur longueur. Comme ces anneaux sont si difficiles à étudier depuis la Terre, il faudra probablement beaucoup de temps avant que nous ne les comprenions très bien.

Figure\(\PageIndex{7}\) : Anneaux de Neptune. Cette longue exposition des anneaux de Neptune a été photographiée par Voyager 2. Notez les deux zones plus denses de l'anneau extérieur.

Mark Showalter (de l'Institut SETI) et ses collègues gèrent le site Web Planetary Ring Node de la NASA. Il regorge d'informations sur les anneaux et leurs interactions avec les lunes ; consultez les images de leurs communiqués de presse sur le système des anneaux de Saturne, par exemple. Et Showalter donne une présentation illustrée divertissante sur le système des anneaux et des lunes de Saturne.

Exemple\(\PageIndex{1}\) : résolution des anneaux planétaires

En utilisant les occultations des étoiles par les anneaux de Saturne, les astronomes ont pu mesurer les détails de la structure de l'anneau à une résolution de 10 km. Il s'agit d'une résolution beaucoup plus élevée que celle que l'on peut obtenir sur une photo classique des anneaux. Déterminons quelle résolution angulaire (en arcsec) un télescope spatial en orbite terrestre devrait atteindre pour obtenir une résolution égale.

Solution

Pour résoudre ce problème, nous utilisons la « formule du petit angle » pour relier les diamètres angulaires et linéaires dans le ciel. Pour les petits angles dans le ciel, la formule s'écrit généralement comme

\[\frac{ \text{angular diameter}}{206,265 \text{ arcsec}}= \frac{ \text{linear diameter}}{\text{distance}} \nonumber\]

où le diamètre angulaire est exprimé en arcsec. La distance de Saturne à proximité de l'opposition est d'environ

\[9 \text{ AU} = 1.4 \times 10^9 \text{ km.} \nonumber\]

En substituant la formule ci-dessus et en résolvant la résolution angulaire, nous obtenons

\[\text{angular resolution } = \frac{206,265 \text{ arcsec} \times 10}{1.4 \times 10^9 \text{ km}} \nonumber\]

soit environ 10 ^-3 arcsec, soit un milliarcsec. Cela n'est pas possible pour nos télescopes. À titre de comparaison, la meilleure résolution du télescope spatial Hubble ou des télescopes au sol est d'environ 0,1 seconde d'arc, soit 100 fois moins que ce dont nous aurions besoin. C'est pourquoi de telles mesures d'occultation sont si utiles pour les astronomes.

Exercice\(\PageIndex{1}\)

À quelle distance de Saturne devrait-elle se trouver un vaisseau spatial pour distinguer les détails de ses anneaux d'une taille aussi petite que 20 km, si sa caméra a une résolution angulaire de 5 secondes d'arc ?

Réponse

À l'aide de notre formule,

\[\frac{ \text{angular diameter}}{206,265 \text{ arcsec}}= \frac{ \text{linear diameter}}{ \text{distance}} \nonumber\]

nous obtenons

\[\frac{5 \text{ arcsec}}{206,265 \text{ arcsec}} = \frac{20 \text{ km}}{ \text{ distance}}. \nonumber\]

Donc, la distance est d'environ 825 000 km.

Interactions entre les anneaux et les lunes

Notre fascination pour les anneaux planétaires est due en grande partie à leurs structures complexes, dont la plupart doivent leur existence à l'effet gravitationnel des lunes, sans lequel les anneaux seraient plats et sans relief. En effet, il devient évident que sans les lunes, il n'y aurait probablement pas d'anneaux car, laissés à eux-mêmes, de minces disques de petites particules se propagent et se dissipent progressivement.

La plupart des trous dans les anneaux de Saturne, ainsi que l'emplacement du bord extérieur de l'anneau A, résultent de résonances gravitationnelles avec de petites lunes intérieures. Une résonance se produit lorsque deux objets ont des périodes orbitales qui sont des rapports exacts l'un par rapport à l'autre, tels que 1:2 ou 2:3. Par exemple, toute particule se trouvant dans l'espace situé à l'intérieur de la division Cassini des anneaux de Saturne aurait une période égale à la moitié de celle de Mimas, la lune de Saturne. Une telle particule serait la plus proche de Mimas dans la même partie de son orbite tous les deux tours. Les remorqueurs gravitationnels répétés de Mimas, agissant toujours dans la même direction, le perturberaient, le forçant à prendre une nouvelle orbite en dehors de la brèche. De cette façon, la Division Cassini s'est épuisée en matériaux annulaires sur de longues périodes.

La mission Cassini a révélé une grande partie de la structure fine des anneaux de Saturne. Contrairement aux précédents survols du Voyager, Cassini a pu observer les anneaux pendant plus d'une décennie, révélant une gamme remarquable de changements, sur des échelles de temps allant de quelques minutes à plusieurs années. De nombreuses caractéristiques récemment observées dans les données de Cassini indiquaient la présence de condensations ou de petites lunes de quelques dizaines de mètres de diamètre seulement encastrées dans les anneaux. Lorsque chaque petite lune se déplace, elle produit des vagues dans la matière annulaire environnante, comme le sillage laissé par un navire en mouvement. Même lorsque la lune est trop petite pour être résolue, Cassini pourrait photographier ses ondes caractéristiques.

L'un des anneaux les plus intéressants de Saturne est l'anneau étroit en F, qui contient plusieurs boucles apparentes sur une largeur de 90 kilomètres. À certains endroits, l'anneau en F se décompose en deux ou trois brins parallèles qui présentent parfois des courbures ou des plis. La plupart des anneaux d'Uranus et de Neptune sont également des rubans étroits comme l'anneau en F de Saturne. Il est clair que la gravité de certains objets doit empêcher les particules de ces anneaux fins de se répandre.

Comme nous l'avons vu, les plus grandes caractéristiques des anneaux de Saturne sont produites par des résonances gravitationnelles avec les lunes intérieures, tandis qu'une grande partie de la structure fine est causée par de plus petites lunes intégrées. Dans le cas de l'anneau en F de Saturne, des images rapprochées ont révélé qu'il est délimité par les orbites de deux lunes, appelées Pandore et Prométhée (Figure\(\PageIndex{8}\)). Ces deux petites lunes (chacune d'environ 100 kilomètres de diamètre) sont appelées lunes bergères, car leur gravitation sert à « transporter » les particules annulaires et à les maintenir confinées à un ruban étroit. Une situation similaire s'applique à l'anneau d'Epsilon d'Uranus, qui est bercé par les lunes Cordelia et Ophélie. Ces deux bergers, d'environ 50 kilomètres de diamètre chacun, orbitent sur environ 2 000 kilomètres à l'intérieur et à l'extérieur de l'anneau.

Figure\(\PageIndex{8}\) : L'anneau en F de Saturne et ses lunes bergères. (a) Cette image de Cassini montre l'anneau en F étroit et complexe de Saturne, avec ses deux petites lunes bergères Pandora (à gauche) et Prométhée (à droite). (b) Dans cette vue rapprochée, la lune berger Pandora (84 kilomètres de diamètre) est vue à côté de l'anneau F, dans lequel la lune perturbe le faisceau principal (le plus brillant) de particules annulaires lors de son passage. Vous pouvez voir le côté obscur de Pandore sur cette image, car elle est éclairée par la lumière réfléchie par Saturne.

Vous pouvez télécharger un film montrant les deux lunes bergères de chaque côté de l'anneau en F de Saturne.

Des calculs théoriques suggèrent que les autres anneaux étroits des systèmes uranien et neptunien devraient également être contrôlés par des lunes bergères, mais aucun n'a été localisé. Le diamètre calculé pour ces bergers (environ 10 kilomètres) était juste à la limite de détectabilité des caméras Voyager, il est donc impossible de dire s'ils sont présents ou non. (Compte tenu de tous les anneaux étroits que nous voyons, certains scientifiques espèrent toujours trouver un autre mécanisme plus satisfaisant pour les maintenir confinés.)

L'un des problèmes les plus importants liés à la compréhension des anneaux est de déterminer leur âge. Les planètes géantes ont-elles toujours eu les systèmes d'anneaux que nous voyons aujourd'hui, ou s'agit-il d'un ajout récent ou transitoire au système solaire ? Dans le cas des anneaux principaux de Saturne, leur masse est à peu près la même que celle de la lune intérieure Mimas. Ils auraient donc pu être formés par l'éclatement d'une lune de la taille de Mimas, peut-être très tôt dans l'histoire du système solaire, alors qu'il restait de nombreux projectiles interplanétaires issus de la formation de la planète. Il est plus difficile de comprendre comment un tel événement catastrophique a pu se produire récemment, alors que le système solaire était devenu plus stable.

Résumé

Les anneaux sont composés d'un grand nombre de particules individuelles orbitant si près d'une planète que ses forces gravitationnelles auraient pu séparer de plus gros morceaux ou empêcher de petits morceaux de se rassembler. Les anneaux de Saturne sont larges, plats et presque continus, à l'exception de quelques trous. Les particules sont principalement de la glace d'eau, avec des dimensions typiques de quelques centimètres. Une lune de Saturne, Encelade, fait aujourd'hui éclater des geysers d'eau pour maintenir le fragile anneau E, composé de très petits cristaux de glace. Les anneaux d'Uranus sont des rubans étroits séparés par de larges espaces et contiennent beaucoup moins de masse. Les bagues de Neptune sont similaires mais contiennent encore moins de matière. Une grande partie de la structure complexe des anneaux est due aux ondes et aux résonances induites par les lunes à l'intérieur des anneaux ou orbitant à l'extérieur de ceux-ci. L'origine et l'âge de chacun de ces systèmes d'anneaux restent un mystère.

Lexique

résonance

une condition orbitale dans laquelle un objet est soumis à des perturbations gravitationnelles périodiques par un autre, survenant le plus souvent lorsque deux objets orbitant autour d'un troisième ont des périodes de révolution qui sont de simples multiples ou fractions l'un de l'autre

Notes

¹ Les sonneries sont attribuées dans l'ordre de leur découverte.