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<!-- lunes.html -->
<!-- Par Mathieu Thériault -->
<!-- Le 03/04/2020 -->
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<!-- Section Encelade START -->
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<h4 class="my-3">Encelade</h4>
Encelade (S II Enceladus) est un satellite naturel de la planète Saturne, découvert par William Herschel en 1789. Il s'agit du sixième satellite de Saturne par la taille, et du quatorzième par son éloignement.
Depuis la mission Voyager 2, et surtout la mission Cassini-Huygens, arrivée en orbite saturnienne en 2004, Encelade est réputé pour posséder plusieurs caractéristiques étonnantes, dont une géologie très complexe jusque-là insoupçonnée, et une activité qui reste toujours actuellement difficile à expliquer, pour un corps de si petite taille (500 km de diamètre en moyenne). La sonde Cassini a d'ailleurs observé à sa surface des jets de matière qui pourraient être semblables à des geysers composés « d'une sorte d'eau carbonique mélangée à une essence de gaz naturel », et qui semblent indiquer la présence d'eau liquide sous la surface. De récentes observations ont permis de confirmer cette hypothèse, en démontrant la présence d'un océan d'eau liquide sous sa surface. Les trois ingrédients de la vie (chaleur, eau, molécules organiques) seraient donc potentiellement présents sur Encelade.
Selon les images de la sonde Cassini, Encelade est recouvert d'une couche aux reflets bleutés, caractéristique de la neige d'eau fraîche. La neige serait épaisse d'une centaine de mètres, ce qui indique qu'il neige sur Encelade depuis au moins 100 millions d'années. Les geysers, et la source de chaleur souterraine qui les alimente, seraient donc actifs depuis très longtemps.
Encelade tourne autour de Saturne au sein de l'anneau le plus externe et le plus ténu de tous, appelé anneau E ; cet anneau serait alimenté en permanence en particules par les « éruptions volcaniques » actuelles (ou récentes) d'Encelade. Ce satellite est l'un des quatre seuls objets du Système solaire (avec le satellite de Jupiter, Io, celui de Neptune, Triton, et bien sûr la Terre) sur lesquels des éruptions ou des éjections de matière ont pu être directement observées.
<hr class="my-4">
Encelade est un satellite plutôt petit, avec un diamètre moyen de 500 km, soit presque sept fois inférieur à celui de la Lune. Ces dimensions réduites lui permettraient de tenir à l'intérieur de la Grande-Bretagne, comme le montre l'illustration ci-contre.
Il s'agit du sixième satellite de Saturne par ordre de masse et de diamètre décroissant, après Titan (5 150 km de diamètre), Rhéa (1 530 km), Japet (1 440 km), Dioné (1 120 km) et Téthys (1 050 km). C'est également l'un des plus petits satellites sphériques du système interne, tous les autres satellites plus petits ayant une forme irrégulière (mis à part Mimas avec ses 390 km de diamètre).
Les dimensions précises du satellite, qui ont été calculées à l'aide des images du limbe prises par l'instrument ISS (sous-système d'imagerie scientifique) de la sonde Cassini sont de 513 (a)×503 (b)×497 (c) km. La dimension (a) correspond au diamètre du côté (toujours le même) tourné en direction de Saturne, (b) au diamètre du côté face à l'orbite, et (c) au diamètre entre les pôles. Encelade a donc globalement la forme d'un ellipsoïde aplati aux pôles
<hr class="my-4">
Les modèles précédemment proposés prenaient pour hypothèse l'existence d'un niveau partiellement liquide en profondeur, entre la couche de glace superficielle et les silicates du noyau, qui serait composé d'un mélange d'eau et d'ammoniac. Le mélange eau/ammoniac présente en effet un eutectique, dont le point de fusion est de 170 K (−100 °C, à la pression atmosphérique). La composition de cet eutectique est d'un tiers d'ammoniac pour deux tiers d'eau, et, de même que pour le modèle du « geyser froid », les jets de vapeur observés seraient constitués de ce mélange remontant à la surface. Cependant, les proportions très faibles d'ammoniac mesurées par Cassini dans les jets du pôle Sud semblent incompatibles avec cette hypothèse, ce qui explique qu'elle soit remise en cause, bien qu'elle ne puisse être totalement écartée.
Le 3 avril 2014, la NASA annonce que Cassini a détecté la présence d'un grand océan souterrain d'eau liquide sous le pôle sud du satellite, océan d'environ 500 kilomètres de large et d'une dizaine de kilomètres d'épaisseur recouvert d'une épaisse couche de glace cristallisée. En septembre 2015, un communiqué de la NASA annonce que l'océan d'Encelade recouvrirait finalement l'ensemble de la lune et ne serait pas réduit à quelques poches sous la glace. Après avoir observé pendant sept ans la libration d'Encelade en se focalisant sur certaines formations présentes à sa surface, notamment ses cratères, une légère oscillation d'Encelade a pu être détectée. Cette oscillation est parfaitement incompatible avec une couche de glace solide s'étendant jusqu'au noyau rocheux de la lune. Les résultats de ces observations suggèrent donc qu'une couche de liquide sépare la surface d'Encelade de son noyau.
Deux hypothèses concurrentes (ou complémentaires) permettent d'expliquer la persistance d'un océan souterrain : les forces de marée dues à Saturne et Dioné d'une part, les écoulements turbulents dus à la libration longitudinale de la croûte de glace d'autre part.
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<!-- Section Encelade END -->
<!-- Section Titan START -->
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<h4 class="my-3">Titan</h4>
Titan, aussi appelé Saturne VI, est le plus grand satellite naturel de Saturne. Avec un diamètre 6 % plus grand que celui de Mercure, Titan est par la taille au deuxième rang des satellites du système solaire, après Ganymède, le plus gros satellite de Jupiter. Il s’agit du seul satellite connu à posséder une atmosphère dense. Découvert par l’astronome néerlandais Christian Huygens en 1655, Titan est la première lune observée autour de Saturne.
<hr class="my-4">
Titan est principalement composé de roche et d’eau gelée. Son épaisse atmosphère a longtemps empêché l’observation de sa surface, jusqu’à l’arrivée de la mission Cassini-Huygens en 2004. Cette dernière a permis la découverte de lacs d’hydrocarbures liquides dans les régions polaires du satellite. Du point de vue géologique, la surface de Titan est jeune ; quelques montagnes ainsi que des cryovolcans éventuels y sont répertoriés, mais cette surface demeure relativement plate et lisse, avec peu de cratères d’impact observés.
<hr class="my-4">
L’atmosphère de Titan est composée à 98,4 % de diazote et à 1,6 % de méthane et d’éthane. Le climat — qui comprend des vents et de la pluie de méthane — crée sur la surface des caractéristiques similaires à celles rencontrées sur Terre, telles des dunes et des côtes. Comme la Terre, Titan présente des saisons. Avec ses liquides (à la fois à la surface et sous la surface) et son épaisse atmosphère de diazote, Titan est perçu comme un analogue de la Terre primitive, mais à une température beaucoup plus basse. Le satellite est cité comme un possible hébergeur de vie extraterrestre microbienne ou, au moins, comme un environnement prébiotique riche en chimie organique complexe. Certains chercheurs suggèrent qu’un possible océan souterrain pourrait servir d’environnement favorable à la vie.
</article>
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<!-- Section Titan END -->
<!-- Section Io START -->
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<article class="my-3 col-12 col-sm-12 col-md-12 col-lg-6 col-xl-6">
<h4 class="my-3">Io</h4>
Io (ou Jupiter I) est un des satellites naturels de Jupiter et plus spécifiquement l'une des quatre lunes galiléennes, la plus proche de la planète. Io fait le tour de Jupiter en à peu près 40 heures. Io est le quatrième plus grand satellite du Système solaire. Observée en 1610 par Galilée, elle porte le nom d'Io, conquête amoureuse de Zeus persécutée par l'épouse de ce dernier, Héra — dont elle avait été prêtresse. Son nom lui fut donné par l'astronome allemand Simon Marius qui affirmait l'avoir découverte avant Galilée.
<hr class="my-4">
Avec plus de 400 volcans en activité, Io est l'objet le plus actif du système solaire. Cette activité géologique est provoquée par les forces de marée de Jupiter. Les volcans du satellite rejettent des composés du soufre et les panaches peuvent atteindre 500 km d'altitude. Sa surface est constellée d'une centaine de montagnes, certaines plus élevées que l'Everest. À la différence de la plupart des satellites du système solaire externe (qui possèdent une épaisse couche de glace), Io est essentiellement composée de roches silicates entourant un noyau. La surface d'Io est caractérisée par des plaines recouvertes de soufre et de dioxyde de soufre, la colorant de diverses teintes de rouges, jaunes, blancs, noirs et verts. Cette activité atmosphérique produit une petite atmosphère autour de la lune et joue un rôle important dans la magnétosphère de Jupiter.
<hr class="my-4">
En 1979, les deux sondes spatiales Voyager ont révélé l'activité géologique de Io, avec de nombreuses caractéristiques volcaniques, de grandes montagnes et une surface jeune sans cratères d'impact évidents. La sonde Galileo a effectué plusieurs survols proches dans les années 1990 et début des années 2000 ce qui a permis l'obtention de données sur la structure intérieure de Io et la composition de sa surface. D'autres observations ont été réalisées par Cassini–Huygens en 2000 et par New Horizons en 2007, ainsi que par les télescopes basés sur Terre et par le télescope spatial Hubble.
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<!-- Section Io END -->
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<h4 class="text-white-50">Me joindre</h4>
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<h4 class="text-white-50">Sources</h4>
<li class="list-item py-2" id="wikipedia"><a href="https://fr.wikipedia.org/wiki/Wikip%C3%A9dia:Accueil_principal" target="_blank" class="text-white-50">Wikipedia</a></li>
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