Obéron (lune) - Définition

Caractéristiques physiques

Composition et structure interne

Obéron est la plus grande et la plus massive des lunes d'Uranus après Titania, et la neuvième plus grande lune du système solaire. La densité élevée d'Obéron (1,63 g/cm³, supérieure à celle des satellites de Saturne par exemple, indiquant qu'il est constitué en proportions à peu près égales de glace d'eau et d'un matériau dense autre que la glace. Ce matériau pourrait être composé de rochers et de composés organiques. Des observations spectroscopiques ont montré la présence d'eau glacée cristalline à la surface du satellite. Les raies d'absorption de la glace sont plus intenses sur l'hémisphère arrière d'Obéron que sur son hémisphère avant. C'est le contraire de ce qui est observé sur les autres lunes d'Uranus, où l'hémisphère avant présente des traces d'eau plus importantes. La raison de cette asymétrie est inconnue, mais elle pourrait être due à l'effet des impacts sur la surface qui est plus importante sur l'atmosphère avant. Les impacts météoritiques ont tendance à éjecter la glace de la surface en ne laissant que les matériaux sombres non-glacés. Bien qu'aucun autre composé n'ait été identifié à la surface, les candidats potentiels pour ce matériau sombre sont des roches, du dioxyde de carbone, divers sels et composés organiques.

Obéron pourrait être différencié en un noyau rocheux entouré d'un manteau glacé. Si tel est le cas, le rayon du noyau (480 km) serait d'environ 63 % celui du satellite, et sa masse d'environ 54 % celle du satellite, valeurs qui dépendent de la composition du satellite. La pression au centre d'Obéron est d'environ 0,5 GPa (5 kbar). L'état physique du manteau de glace est inconnu. Si la glace contient assez d'ammoniac ou d'autres antigels comme des sels dissous, Obéron pourrait posséder une couche océanique liquide à la frontière entre le noyau et le manteau. L'épaisseur de cet océan, s'il existe, serait inférieure à 40 km et sa température d'environ 180 K. Toutefois, la structure interne d'Obéron dépend fortement de son histoire thermique, qui est mal connue en 2009.

Géologie

Obéron en couleur artificielle. Le plus grand cratère dont le fond est sombre est Hamlet.

Obéron est la seconde lune la plus sombre après Umbriel parmi les grands satellites d'Uranus. Sa surface présente un fort effet d'opposition : sa réflectivité diminue de 31 % à un angle de phase de 0 ° (albédo géométrique) à 22 % à un angle d'environ 1 °. Obéron a un très faible albédo de Bond (également appelé albédo global ou albédo planétaire) d'environ 14 %. Sa surface est en général légèrement rouge, à l'exception des jeunes dépôts d'impact, qui sont spectralement neutres (c'est-à-dire gris) ou légèrement bleus. Les hémisphères arrière et avant sont asymétriques : l'hémisphère avant est moins rouge que l'hémisphère arrière car il contient moins de matériau rouge sombre. La coloration rouge des surfaces pourrait être due au bombardement des surfaces d'Obéron par des particules chargées et des micrométéorites issues du milieu spatial sur des échelles de temps de l'ordre de l'âge du système solaire.

Les scientifiques ont identifié deux types de caractéristiques géologiques sur Obéron : les cratères d'impact et les chasmata (canyons). Les surfaces anciennes d'Obéron sont les plus cratérisées de toutes les lunes d'Uranus. La densité de cratères est proche de la saturation, c'est-à-dire que la formation de nouveaux cratères est contrebalancée par la destruction de cratères plus anciens. Le diamètre des cratères va de quelques kilomètres à 206 kilomètres pour le plus grand cratère connu, Hamlet. Beaucoup de grands cratères sont entourés par des éjectas d'impact brillants (des rayons de glace relativement fraîche). Les planchers des plus grands cratères, Hamlet, Othello et Macbeth, sont composés de matériaux très sombres déposés après leur formation. Une montagne d'une altitude d'environ 11 km a été observée au sud-est sur certains clichés de Voyager. Il pourrait être le pic central d'un bassin d'impact (c'est-à-dire d'un grand cratère d'impact) d'un diamètre d'environ 375 km.

La surface d'Obéron est parcourue par un système de canyons, qui sont cependant moins répandus que ceux de Titania. Les canyons sont probablement des failles normales ou des escarpements de faille, qui peuvent être anciens ou récents. Les escarpements traversent les dépôts brillants de certains vieux grands cratères ; leur formation est donc postérieure à celle des cratères. Le plus grand canyon d'Obéron est le Mommur Chasma.

La géologie d'Obéron a été influencée par deux phénomènes majeurs : la formation de cratères d'impact et le resurfaçage endogène. Le premier processus existe depuis la création d'Obéron et est à l'origine de son apparence actuelle. Le second, le resurfaçage endogène, fut actif durant quelques temps suivant la formation de la lune. Ces procédés endogènes étaient principalement de nature tectonique et sont responsables de la formation des canyons, d'immenses craquelures dans la croûte glacée. Les canyons recouvrent une partie des plus anciennes surfaces d'Obéron. Ces craquelures sont dues à l'expansion d'Obéron par un facteur d'environ 0,5 %. Celle-ci se produisit en deux phases, menant à la création des vieux canyons et des jeunes canyons.

La nature des tâches sombres, qui sont majoritairement présentes sur l'hémisphère avant et dans les cratères, est inconnue. Certains scientifiques supposent qu'elles sont d'origine cryovolcanique, telles les maria lunaire. Selon d'autres, les impacts auraient mis au jour du matériel sombre précédemment enfoui sous la croûte de glace pure. Cette dernière hypothèse signifierait qu'Obéron serait au moins partiellement différentiée avec une croûte de glace en surface, tandis que l'intérieur du satellite ne serait pas différentié.