En plus de leurs lunes, les quatre planètes géantes ont des anneaux, chaque système d’anneaux étant constitué de milliards de petites particules ou « lunes » en orbite près de leur planète. Chacun de ces anneaux présente une structure compliquée qui est liée aux interactions entre les particules de l’anneau et les lunes plus grandes. Cependant, les quatre systèmes d’anneaux sont très différents les uns des autres en termes de masse, de structure et de composition, comme le souligne le tableau 1.

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

Qu’est-ce qui cause les anneaux ?

Un anneau est une collection d’un très grand nombre de particules, chacune comme une petite lune obéissant aux lois de Kepler en suivant sa propre orbite autour de la planète. Ainsi, les particules intérieures tournent plus vite que celles qui sont plus éloignées, et l’anneau dans son ensemble ne tourne pas comme un corps solide. En fait, il est préférable de ne pas penser du tout à un anneau en rotation, mais plutôt de considérer la révolution (ou le mouvement en orbite) de ses lunettes individuelles.

Si les particules de l’anneau étaient très espacées, elles se déplaceraient indépendamment, comme des lunettes distinctes. 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 les unes sur les autres lors de collisions à faible vitesse. En raison de ces interactions, nous voyons des phénomènes tels que des vagues qui se déplacent à travers les anneaux – tout comme les vagues d’eau se déplacent à la surface de l’océan.

Il existe deux idées de base sur la façon dont de tels anneaux se forment. La première est l’hypothèse de la rupture, qui suggère que les anneaux sont les restes d’une lune brisée. Une comète ou un astéroïde a pu entrer en collision avec la lune, la brisant en morceaux. Les forces de marée ont ensuite séparé les fragments, qui se sont dispersés dans un disque. La seconde hypothèse, qui adopte la perspective inverse, suggère que les anneaux sont constitués de particules qui n’ont pas pu s’assembler pour former une lune en premier lieu.

Dans l’une ou l’autre théorie, la gravité de la planète joue un rôle important. À proximité de la planète (voir figure 1), les forces de marée peuvent déchirer les 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 1 : Quatre systèmes d’anneaux. Ce diagramme montre l’emplacement des systèmes d’anneaux des quatre planètes géantes. L’axe de gauche représente la surface de la planète. La ligne verticale en pointillé 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). Les points noirs sont les lunes intérieures de chaque planète à la même échelle que ses anneaux. Remarquez que seules les lunes vraiment petites survivent à l’intérieur de la limite de stabilité.

Anneaux de Saturne

Les anneaux de Saturne sont l’un des plus beaux spectacles du système solaire (figure 2). De l’extérieur vers l’intérieur, les trois anneaux les plus brillants portent les noms extrêmement peu romantiques d’anneaux A, B et C. Le tableau 2 donne les dimensions des anneaux en kilomètres et en unités du rayon de Saturne, RSaturne. L’anneau B est le plus brillant et possède les particules les plus serrées, tandis que les anneaux A et C sont translucides.

La masse totale de l’anneau B, qui est probablement proche de la masse de l’ensemble du système d’anneaux, est à peu près égale à celle d’une lune glacée de 250 kilomètres de diamètre (ce qui suggère que l’anneau pourrait provenir de la rupture d’une telle lune). Entre les anneaux A et B se trouve un large espace nommé la division de Cassini, d’après Gian Domenico Cassini, qui l’a aperçu pour la première fois à travers un télescope en 1675 et dont les planétologues ont également donné le nom au vaisseau spatial Cassini qui explore le système de Saturne.

Figure 2 : Les anneaux de Saturne vus d’en haut et d’en bas. (a) La vue d’en haut est éclairée par la lumière directe du soleil. (b) L’illumination vue d’en bas est la lumière solaire qui a diffusé à travers les lacunes des anneaux. (crédit a, b : modification du travail de NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute)

Les anneaux de Saturne sont très larges et très fins. La largeur des anneaux principaux est de 70 000 kilomètres, et pourtant leur épaisseur moyenne n’est que de 20 mètres. Si l’on faisait un modèle réduit des anneaux en papier, il faudrait qu’ils fassent 1 kilomètre de diamètre. À cette échelle, Saturne elle-même serait aussi haute qu’un immeuble de 80 étages. Les particules des anneaux sont principalement composées de glace d’eau, et leur taille varie de celle d’un grain de sable à celle d’un bloc de pierre de la taille d’une maison. Une vue de l’intérieur des anneaux ressemblerait probablement à un nuage brillant de flocons de neige et de grêlons flottants, avec quelques boules de neige et de plus gros objets, dont beaucoup sont des agrégats lâches de plus petites particules (figure 3).

Figure 3 : Impression idéalisée d’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. À la fin de sa mission, la sonde Cassini prévoit de traverser l’une des brèches dans les anneaux de Saturne, mais elle ne s’approchera pas aussi près. (crédit : modification des travaux de NASA/JPL/Université du Colorado)

En plus des larges anneaux A, B et C, Saturne possède une poignée d’anneaux très étroits ne dépassant pas 100 kilomètres de large. Le plus important d’entre eux, qui se trouve juste à l’extérieur de l’anneau A, est appelé l’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 aussi ténu de cristaux de glace a tendance à se dissiper, l’existence continue de l’anneau E suggère fortement qu’il est continuellement réapprovisionné par une source située sur Encelade. Cette lune glacée est très petite – seulement 500 kilomètres de diamètre – mais les images de Voyager ont montré que les cratères sur environ la moitié de sa surface ont été effacés, indiquant une activité géologique au cours des derniers millions d’années. C’est avec une grande anticipation que les scientifiques de Cassini ont manœuvré l’orbite du vaisseau spatial pour permettre de multiples survols rapprochés d’Encelade à partir de 2005.

Ceux qui attendaient les résultats des survols de Cassini n’ont pas été déçus. Les images à haute résolution ont montré de longues bandes sombres de sol lisse près de son pôle sud, qui ont rapidement été surnommées « bandes de tigre » (figure 4). Des mesures infrarouges ont révélé que ces bandes tigrées sont plus chaudes que leur environnement. Mieux encore, des douzaines de cheminées cryovolcaniques sur les rayures de tigre ont été vues comme des geysers d’eau salée et de glace en éruption (figure 5). Les estimations suggéraient que 200 kilogrammes de matière étaient projetés dans l’espace chaque seconde – pas beaucoup, mais suffisamment pour que le vaisseau spatial puisse les échantillonner.

Figure 4 : Encelade. (a) Cette image montre à la fois des terrains lisses et cratérisés sur la lune de Saturne, ainsi que des « bandes de tigre » dans la région polaire sud (partie inférieure de l’image). Ces bandes sombres (montrées ici en couleur exagérée) ont des températures élevées et sont la source des nombreux geysers découverts sur Encelade. Elles mesurent environ 130 kilomètres de long et sont distantes de 40 kilomètres. (b) Ici, Encelade est représentée à l’échelle avec la Grande-Bretagne et la côte de l’Europe occidentale, pour souligner qu’il s’agit d’une petite lune d’environ 500 kilomètres de diamètre. (crédit a, b : modification des travaux de NASA/JPL/Space Science Institute)

Lorsque Cassini a été dirigée pour voler dans les panaches, elle a mesuré leur composition et a constaté qu’ils étaient similaires aux matériaux que nous voyons libérés par les comètes (voir Comètes et Astéroïdes : Débris du système solaire). Les panaches de vapeur et de glace étaient principalement constitués d’eau, mais aussi de traces d’azote, d’ammoniac, de méthane et d’autres hydrocarbures. Les minéraux trouvés dans les geysers à l’état de traces comprenaient du sel ordinaire, ce qui signifie que les panaches des geysers étaient des pulvérisations à haute pression d’eau salée.

Sur la base de l’étude continue des propriétés globales d’Encelade et des geysers en cours, les scientifiques de la mission Cassini ont provisoirement identifié en 2015 un océan d’eau souterrain alimentant les geysers. Ces découvertes suggèrent qu’en dépit de sa petite taille, Encelade devrait être ajoutée à la liste des mondes que nous aimerions explorer à la recherche d’une éventuelle vie. Comme son océan de subsurface s’échappe commodément dans l’espace, il pourrait être beaucoup plus facile à échantillonner que l’océan d’Europe, qui est profondément enfoui sous son épaisse croûte de glace.

Figure 5 : Geysers sur 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 s’échappant par des fissures à la surface. Vous pouvez voir les lignes courbes des geysers le long des quatre « bandes de tigre » de la surface. (crédit : modification des travaux de NASA/JPL/Space Science Institute)

Anneaux d’Uranus et de Neptune

Figure 6 : Anneaux d’Uranus. L’équipe de Voyager a dû exposer cette image pendant une longue période pour avoir un aperçu des anneaux étroits et sombres d’Uranus. Vous pouvez voir la structure granuleuse du « bruit » dans l’électronique de la caméra en arrière-plan de l’image. (crédit : modification du travail de NASA/JPL)

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 d’observations faites sur une étoile alors qu’Uranus passait devant elle. On appelle un tel passage d’un objet astronomique devant un autre une occultation. Lors de l’occultation de 1977, les astronomes s’attendaient à ce que la lumière de l’étoile disparaisse lorsque la planète passait devant elle. Mais en plus, l’étoile s’est brièvement obscurcie plusieurs fois avant qu’Uranus ne l’atteigne, alors que chaque anneau étroit passait 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 si l’on comptait le nombre de wagons d’un train la nuit en observant le clignotement d’une lumière lorsque les wagons passent successivement devant elle. 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 6).

L’anneau le plus externe et le plus massif des anneaux d’Uranus est appelé anneau Epsilon. Il n’a qu’une centaine de kilomètres de large et probablement pas plus de 100 mètres d’épaisseur (semblable à l’anneau F de Saturne). L’anneau 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, tout l’inverse des larges anneaux de Saturne.

Figure 7 : Anneaux de Neptune. Cette longue exposition des anneaux de Neptune a été photographiée par Voyager 2. Notez les deux régions plus denses de l’anneau extérieur. (crédit : modification des travaux de NASA/JPL)

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 être constitué en grande partie de composés de carbone et d’hydrocarbures. Les matériaux organiques de ce type sont plutôt communs dans le système solaire externe.

Plusieurs des astéroïdes et des comètes sont également composés de matériaux sombres, semblables 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 ont pu se briser pour former les anneaux.

Les anneaux de Neptune sont généralement similaires à ceux d’Uranus mais encore plus ténus (figure 7). Ils ne sont que quatre et les particules ne sont pas uniformément réparties sur leur longueur.

Comme ces anneaux sont si difficiles à étudier depuis la Terre, il faudra probablement attendre longtemps avant de les comprendre très bien.

Interactions entre les anneaux et les lunes

Une grande partie de notre fascination pour les anneaux planétaires résulte de leurs structures complexes, dont la plupart doivent leur existence à l’effet gravitationnel des lunes, sans lesquelles les anneaux seraient plats et sans caractéristiques. En effet, il devient clair que sans lunes, il n’y aurait probablement pas d’anneaux du tout car, laissés à eux-mêmes, de minces disques de petites particules s’étalent et se dissipent progressivement.

La plupart des lacunes des 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 a lieu lorsque deux objets ont des périodes orbitales qui sont des rapports exacts l’un de l’autre, comme 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 proche de Mimas dans la même partie de son orbite à chaque seconde révolution. Les tiraillements gravitationnels répétés de Mimas, agissant toujours dans la même direction, la perturberaient, la forçant à se placer sur une nouvelle orbite en dehors de l’écart. De cette façon, la division Cassini s’est appauvrie en matériaux des anneaux sur de longues périodes.

La mission Cassini a révélé une grande quantité de structure fine dans les anneaux de Saturne. Contrairement aux survols antérieurs de 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 nouvellement observées dans les données de Cassini indiquent la présence de condensations ou de petites lunes de quelques dizaines de mètres de diamètre imbriquées dans les anneaux. Lorsque chaque petite lune se déplace, elle produit des ondes dans la matière environnante des anneaux, comme le sillage laissé par un navire en mouvement. Même lorsque la lune est trop petite pour être résolue, ses ondes caractéristiques ont pu être photographiées par Cassini.

L’un des anneaux les plus intéressants de Saturne est l’étroit anneau F, qui contient plusieurs anneaux apparents dans sa largeur de 90 kilomètres. Par endroits, l’anneau F se brise en deux ou trois brins parallèles qui présentent parfois des courbes ou des plis. La plupart des anneaux d’Uranus et de Neptune sont également des rubans étroits comme l’anneau F de Saturne. Il est clair que la gravité de certains objets doit empêcher les particules de ces anneaux minces de s’étaler.

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 des lunes encastrées plus petites. Dans le cas de l’anneau F de Saturne, des images rapprochées ont révélé qu’il est délimité par les orbites de deux lunes, appelées Pandora et Prométhée (Figure 8). Ces deux petites lunes (d’environ 100 kilomètres de diamètre chacune) sont appelées lunes bergères, car leur gravitation sert à « bergériser » les particules de l’anneau et à les maintenir confinées dans un ruban étroit. Une situation similaire s’applique à l’anneau Epsilon d’Uranus, qui est protégé par les lunes Cordélia et Ophélie. Ces deux bergers, chacun d’environ 50 kilomètres de diamètre, orbitent à environ 2000 kilomètres à l’intérieur et à l’extérieur de l’anneau.

Figure 8 : L’anneau F de Saturne et ses lunes bergères. (a) Cette image Cassini montre l’anneau 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 bergère Pandora (84 kilomètres de diamètre) est vue à côté de l’anneau F. La lune perturbe le brin principal (le plus brillant) des particules de l’anneau lors de son passage. Vous pouvez voir la face sombre de Pandora sur cette image car elle est éclairée par la lumière réfléchie par Saturne. (crédit a, b : modification des travaux de NASA/JPL/Space Science Institute)

Les calculs théoriques suggèrent que les autres anneaux étroits des systèmes uranien et neptunien devraient également être contrôlés par des lunes bergères, mais aucune n’a été localisée. Le diamètre calculé pour de tels bergers (environ 10 kilomètres) était juste à la limite de la détectabilité pour les caméras de 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 encore trouver un autre mécanisme plus satisfaisant pour les maintenir confinés.)

L’un des problèmes en suspens pour comprendre les anneaux est de déterminer leur âge. Les planètes géantes ont-elles toujours eu les systèmes d’anneaux que nous voyons aujourd’hui, ou ceux-ci pourraient-ils être 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. Ainsi, ils pourraient avoir été formés par la rupture d’une lune de la taille de Mimas, peut-être très tôt dans l’histoire du système solaire, lorsqu’il restait de nombreux projectiles interplanétaires après la formation des planètes. Il est plus difficile de comprendre comment un tel événement catastrophique aurait pu avoir lieu récemment, lorsque le système solaire était devenu un endroit plus stable.

Glossaire

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 des multiples simples ou des fractions les unes des autres