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Saturne

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À l'instar de Jupiter, Saturne constitue, avec son cortège de satellites, un système solaire en miniature, mais, surtout, offre le spectacle somptueux de ses anneaux, découverts dès 1610 par Galilée et interprétés en tant qu'anneaux par Huygens en 1655. Saturne a été exploré à trois reprises par des sondes spatiales de la NASA : Pioneer-11 à la fin d'août et au début de septembre 1979, Voyager-1 en novembre 1980 et Voyager-2 en août 1981.

Saturne vue par la sonde Cassini

Saturne vue par la sonde Cassini

1. Structure de la planète

Les anneaux qui auréolent Saturne lui confèrent une apparence unique dans le système solaire. Cependant, la planète proprement dite présente de grandes similitudes avec Jupiter. Ses dimensions sont presque les mêmes : son rayon équatorial - 60.268 kilomètres - est égal à 9,45 rayons terrestres, au lieu de 11,21 pour Jupiter. Sa masse est de l'ordre de 95 fois celle de la Terre, au lieu de 318 dans le cas de Jupiter. Sa densité moyenne est ainsi de 0,7 ; en d'autres termes, plongée dans une piscine imaginaire remplie d'eau, Saturne flotterait à la surface comme un ballon. Cela suggère que Saturne est, à l'instar de Jupiter, formée des éléments constitutifs de la nébuleuse solaire primitive, c'est-à-dire surtout d'hydrogène et d'hélium. On verra cependant que ces deux composants ne demeurent pas uniformément mélangés à l'intérieur de la planète, et que la structure interne de Saturne est qualitativement différente de celle de Jupiter. Il n'en demeure pas moins que Saturne est, comme Jupiter, essentiellement une énorme boule de gaz comprimé sous son propre poids, et que ce que nous en voyons est constitué de nuages composés d'éléments mineurs qui se condensent aux faibles températures existant à la périphérie de cet astre.

Comme Jupiter, Saturne tourne très vite puisque sa période de rotation interne est de 10 heures 40 minutes. Elle présente un fort aplatissement, plus grand que celui de Jupiter : son rayon équatorial est supérieur de 10,8 % à son rayon polaire, tandis que celui de Jupiter est supérieur de 6,5 % au rayon polaire.

Saturne possède également une source d'énergie interne, c'est-à-dire qu'elle émet plus d'énergie (sous forme de rayonnement) qu'elle n'en absorbe en provenance du Soleil. L'origine de cette source interne est cependant différente de celle de Jupiter.

Prenons la fiction d'un observateur venant de l'espace interplanétaire et se dirigeant vers le centre de la planète ; que découvrirait-il ?

Un « nuage » d'hydrogène atomique et peut-être d'hydrogène moléculaire, en forme de tore centré sur Saturne, entoure la planète. Le tore est situé dans le plan équatorial et s'étend entre 8 et 25 rayons saturniens (soit de 480.000 à 1,5 million de kilomètres) et a une épaisseur d'environ 14 rayons saturniens (840.000 km). On pense que ce nuage, dont la densité est de l'ordre de 20 atomes par centimètre cube, provient d'hydrogène échappé de l'atmosphère de Titan puis attiré autour de Saturne par l'attraction gravitationnelle de cette planète. Il est possible que le tore contienne aussi de l'hydrogène moléculaire avec peut-être même une densité plus élevée que celle de l'hydrogène atomique.

L'exosphère, c'est-à-dire l'atmosphère extérieure de Saturne située au-dessus de la zone où les divers constituants gazeux demeurent uniformément mélangés sous l'effet de la turbulence, est à une température de 400 kelvins environ. La densité de l'hydrogène moléculaire croît rapidement au-dessous de 61.400 kilomètres d'altitude, comptée à partir du centre de la planète, c'est-à-dire à environ 1.300 kilomètres au-dessus du niveau de pression 1 atmosphère. Du méthane est probablement présent également dans cette zone.

L'homopause, c'est-à-dire la région au-dessous de laquelle les composants non condensables ou non dissociés par le rayonnement sont uniformément mélangés, se trouve à environ 200 kelvins et à 1.150 kilomètres au-dessus du niveau 1 atmosphère. En dessous de l'homopause, les proportions relatives des deux composants majeurs, l'hélium et l'hydrogène, sont respectivement de 7 % en volume (14 % en masse) et de 93 %. Dans Jupiter, les proportions de ces mêmes éléments sont 10 et 90 %. Sont aussi présents dans la stratosphère, c'est-à-dire entre l'homopause et la tropopause située au niveau 0,1 atmosphère, outre le méthane dans une proportion de 1 à 2 millièmes, divers produits de la dissociation du méthane sous l'action du rayonnement ultraviolet solaire : l'acétylène (C2H2), l'éthane (C2H6) et probablement le propane (C3H8) et le méthylacétylène (C3H4). Ces éléments sont en très petite quantité. D'autres molécules plus complexes pourraient aussi avoir été formées. Par ailleurs, la phosphine (PH3) a été détectée, dans une proportion de quelques parties par million, jusqu'au niveau 5 à 10 hectopascals (0,005 à 0,01 atmosphère). Les hydrocarbures formés dans la stratosphère ne devraient pas être présents dans la troposphère, au contraire de la phosphine, qui provient de l'intérieur de la planète.

La température décroît jusqu'à la tropopause, où elle n'est plus que de 85 kelvins, puis recroît continûment à mesure que l'on s'enfonce dans l'intérieur de la planète. L'ammoniac, qui se condense à des températures plus basses que 145 kelvins, se trouve, dans des proportions de quelques dix-millièmes, au-dessous du niveau 1 atmosphère. C'est probablement aussi au-dessous de ce niveau que devraient se situer les nuages colorés que l'on observe. Les informations sur la température des couches troposphériques plus profondes découlent du fait que le rayonnement radioélectrique émis par Saturne provient de ces couches. À 21 centimètres de longueur d'onde, l'émission provient du niveau 10-20 atmosphères, où la température est de l'ordre de 230 kelvins.

Aux plus grandes profondeurs, la structure de Saturne, comme celle de Jupiter, ne peut être déduite que de modèles théoriques qui sont soumis aux contraintes de trois types d'information : il s'agit tout d'abord de la valeur du rapport hydrogène-hélium dans l'atmosphère extérieure, ensuite de l'intensité de la source interne d'énergie, enfin de l'écart à la symétrie du champ gravitationnel rayonné par la planète autour d'elle. Ces trois quantités ont été mesurées avec précision en premier lieu par les sondes Voyager.

La mesure du champ gravitationnel donne des informations sur la répartition des masses à l'intérieur de la planète. On en déduit que Saturne doit posséder un noyau dense, solide, composé principalement de silicates et de métaux, et peut-être de glaces d'eau, d'ammoniac et de méthane. Cependant, ce noyau doit être de faible dimension (15.000 km de rayon environ) et sa masse ne devrait pas excéder 10 à 20 masses terrestres.

La source interne d'énergie est 1,76 fois plus intense que le rayonnement solaire absorbé par la planète. Une première hypothèse considère que cette énergie est un résidu de la chaleur emmagasinée par la planète au moment de sa formation. Fonctionnant comme un radiateur initialement chauffé qui se refroidit peu à peu, Saturne émettrait un flux d'énergie du centre vers l'extérieur de la planète qui, convertie en énergie radiative, serait responsable de l'émission planétaire observée. Cependant, les modèles d'évolution indiquent que, compte tenu de sa masse plus petite que celle de Jupiter, Saturne devrait avoir perdu sa chaleur initiale depuis quelque deux milliards d'années. Une autre hypothèse, plus plausible, est la suivante : à deux ou trois millions d'atmosphères, l'hydrogène change de nature et devient monoatomique tandis que sa densité et sa conductivité augmentent brutalement. Il est devenu de l'hydrogène métallique. Or, si la température dans la région considérée est suffisamment basse, les calculs de thermodynamique indiquent que l'hélium n'est plus soluble dans l'hydrogène métallique ; des gouttes d'hélium liquide se forment et émigrent vers le centre de la planète, libérant ainsi de l'énergie gravitationnelle. Si ce processus, qui rend effectivement compte de l'énergie interne observée dans le cas de Saturne, est vrai, on doit observer moins d'hélium dans la couche atmosphérique externe de Saturne que dans celle de Jupiter. C'est précisément le résultat auquel les mesures des sondes Voyager ont abouti : nous l'avons déjà vu, l'abondance de l'hélium dans la troposphère de Saturne n'est que de 7 % en volume alors qu'elle est de 10 % dans celle de Jupiter. Par ailleurs, la température de Jupiter étant plus élevée dans la zone considérée, le mélange se trouve au-dessus du seuil de non-miscibilité et le processus de formation de gouttes d'hélium ne s'est pas encore déclenché. Il aura lieu quand Jupiter se sera suffisamment refroidi.

En résumé, lorsqu'on se dirige de la périphérie vers le centre de la planète, on rencontre successivement :

  • Une couche d'environ 30.000 kilomètres d'épaisseur, contenant essentiellement 93 % d'hydrogène moléculaire et 7 % d'hélium ; aux températures suffisamment élevées se trouvent probablement tous les autres éléments mineurs qui constituaient la nébuleuse primitive (carbone, azote, oxygène, métaux, silicates, etc.), mais dans des proportions qui restent à déterminer
  • Une couche inhomogène de 5.000 kilomètres d'épaisseur contenant de l'hydrogène métallique au sein duquel des gouttes d'hélium continuent à se former et tombent en « pluie » vers le centre de la planète
  • Une couche de 10.000 à 12.000 kilomètres d'épaisseur d'hydrogène métallique et d'hélium, ce dernier dans une proportion supérieure à celle que l'on trouve dans Jupiter ou dans le Soleil
  • Finalement, un noyau de silicates et de métaux, et peut-être de glaces, de l'ordre de 15.000 kilomètres de rayon

Il faut cependant garder présent à l'esprit que ce schéma n'est qu'un modèle susceptible d'être profondément remanié à mesure de l'enrichissement de nos connaissances sur la planète géante.

Les anneaux

Observés pour la première fois par Galilée en 1610, les anneaux de Saturne sont probablement l'un des plus beaux spectacles qu'on puisse voir dans le ciel avec une simple paire de jumelles. Leur observation par les sondes et satellites, depuis Voyager en novembre 1980 nous a révélé un magnifique système composé d'un nombre incalculable de milliards de « cailloux » en orbite autour de Saturne et formant des milliers de structures étonnantes. Les sondes Voyager ont non seulement photographié l'un des plus beaux objets du ciel, mais aussi l'un des plus intéressants scientifiquement.

Les anneaux de Saturne, vus en fausses couleurs

Les anneaux de Saturne, vus en fausses couleurs

Au cours de l'été de 1610, Galilée, qui fut un des premiers à utiliser une lunette pour observer le ciel, fit une moisson de découvertes. En particulier, il découvrait « quelque chose autour de Saturne » ; il crut tout d'abord avoir découvert deux gros satellites de part et d'autre de la planète, mais il remarqua que ces deux compagnons de Saturne ne présentaient aucun mouvement apparent par rapport à la planète, ce qui l'intrigua beaucoup. Il fut encore plus stupéfait quand, deux ans plus tard, il constata que ces deux compagnons avaient apparemment disparu. Pendant plus de quarante ans, les astronomes furent intrigués par l'aspect changeant de l'environnement de Saturne ; les uns voyaient deux satellites, d'autres une planète aplatie, d'autres encore des structures complexes, et les observateurs polémiquaient sur la qualité de leurs instruments ou bien sur l'acuité visuelle de leurs collègues. Ce n'est qu'en 1654 que Christiaan Huygens trouvait la solution du problème : Saturne est entouré d'un anneau brillant situé dans le plan équatorial de la planète ; au cours des vingt-huit ans que dure une révolution de Saturne autour du Soleil, ces anneaux sont vus alternativement par la tranche, puis de manière plus ouverte, d'où leur aspect changeant à travers les lunettes imparfaites de l'époque (il ne faut pas oublier que les lunettes du XVIIe siècle étaient loin d'avoir la qualité d'une simple paire de jumelles de grande diffusion actuellement).

Jean-Dominique Cassini, le premier directeur de l'observatoire de Paris alors nouvellement créé, découvrait une division (qui porte maintenant son nom), démontrant ainsi que les anneaux n'étaient pas homogènes, et il suggérait qu'ils étaient formés d'une multitude de petits satellites. De nombreux astronomes des XVIIe et XVIIIe siècles croyaient cependant que les anneaux étaient solides, et il fallut attendre 1785 pour que Pierre Simon de Laplace démontre qu'un anneau solide serait instable et détruit par les effets de marée de la planète. Laplace suggérait alors que les anneaux étaient en fait constitués d'une série de minces anneaux solides concentriques. En 1857, James Clerk Maxwell démontrait théoriquement que les anneaux étaient constitués de « particules » solides indépendantes en rotation différentielle autour de la planète. En 1898, James Edward Keeler obtenait un spectre de Saturne et de ses anneaux et montrait, en mesurant la vitesse radiale des anneaux grâce à l'effet Doppler-Fizeau, que ces anneaux tournaient bien autour de Saturne de manière différentielle comme devaient le faire une multitude de petits satellites indépendants obéissant aux lois de Kepler, les particules les plus proches de Saturne tournant en moins de 8 heures (soit plus vite que la planète sur elle-même) et les plus éloignées en plus de 12 heures. L'étude théorique de Maxwell était ainsi confirmée.

En 1911, Henri Poincaré soulignait l'importance des collisions mutuelles des particules qui composent ces anneaux et remarquait que ces phénomènes de collisions actuellement à l'œuvre au sein des anneaux devaient avoir joué un rôle fondamental au début de l'histoire du système solaire. Il fallut cependant attendre les années 1970 et 1980 pour que des études théoriquesquantitatives du rôle de ces collisions soient entreprises.

Les anneaux de Saturne en chiffres

Les anneaux de Saturne en chiffres

Satellites de Saturne

On lui connaît 56 satellites confirmés, dont Titan, plus grand que Mercure ou Pluton, qui aurait pu abriter de la vie et qui est présenté comme candidat à la terraformation. Titan renferme les éléments de la Terre primitive, mais il fait trop froid pour en conclure que la vie est possible. Les nombreux passages en 2005 de la sonde Cassini au-dessus de Titan laissent croire qu'il y aurait bien peu de chance d'y découvrir des formes de vie.

En réalité, le nombre total de satellites de Saturne est inconnu, car il y a énormément d'objets en orbite autour de la planète. Douze autres satellites ont été trouvés depuis la fin de 2000 sur des orbites inhabituelles, probablement des fragments de corps plus grands capturés par Saturne. Certains ont même été découverts récemment à travers les anneaux de Saturne par la sonde Cassini. Des ondulations dans les anneaux, photographiées par la sonde, ont intrigué les scientifiques et, avec de nouvelles photos prises (toujours par Cassini), ont aperçu de petits points qui se sont révélés être de minuscules satellites.

Tous les satellites pour lesquels la période de rotation est connue, à l'exception de Phœbé et d'Hypérion, sont synchrones.

Les orbites des trois paires Mimas-Téthys, Encélade-Dioné et Titan-Hypérion sont en résonance : Mimas et Téthys sont en résonance 1:2 (la période de révolution de Mimas est exactement la moitié de celle de Téthys) ; Encélade et Dioné sont également en résonance 1:2 ; Titan et Hypérion sont en résonance 3:4.

Les satellites de Saturne

Les satellites de Saturne

La plupart des satellites de Saturne ont été découverts récemment. Toutefois le nombre précis de satellites ne sera probablement jamais connu. En effet, les anneaux de la planète comportent d'importants morceaux de glace qui sont techniquement des lunes et il est difficile d'établir une distinction entre de larges particules composant l'anneau et de petites lunes.

Avant l'ère spatiale, seules dix lunes étaient connues :

  • Titan (découvert en 1655)
  • Japet (1671)
  • Rhéa (1672)
  • Téthys (1684)
  • Dioné (1684)
  • Mimas (1789)
  • Encelade (1789)
  • Hypérion (1848)
  • Phœbé (1899)
  • Janus (1966), confirmé seulement en 1980, confondu sur certaines observations avec Épiméthée dont il partage l'orbite).

Les sondes Voyager, qui survolèrent le système en 1980, permirent la découverte de huit autres corps (Atlas, Prométhée, Pandore, Épiméthée, Hélène, Télesto et Calypso dès 1980, Pan seulement en 1990).

Une mission d'observation menée en 2000 a permis de découvrir douze autres lunes en orbite à une grande distance de Saturne (Ymir, Paaliaq, Siarnaq, Tarvos, Kiviuq, Ijiraq, Thrymr, Skathi, Mundilfari, Erriapo, Albiorix et Suttungr). On pense actuellement qu'il s'agit de fragments de corps plus importants capturés par l'attraction gravitationnelle de Saturne.

Narvi fut découvert en 2003.

La mission Cassini, arrivée dans le système saturnien pendant l'été 2004, a permis la découverte de plusieurs autres satellites : Méthone et Pallène début juin 2004, S/2004 S 3 et S/2004 S 4 fin juin 2004, Pollux en octobre 2004, S/2004 S 6 fin octobre 2004 et Daphnis en 2005 . La véritable nature (satellites stables ou morceaux d'anneaux temporairement agglomérés) de S/2004 S 3, 4 et 6 n'est pas connue et les satellites ont conservé leur désignation temporaire.

Une équipe d'astronomes de l'université de Hawaii a découvert, vers la fin de l'année 2004, douze satellites extérieurs (S/2004 S 7, S/2004 S 8, S/2004 S 9, S/2004 S 10, S/2004 S 11, S/2004 S 12, S/2004 S 13, S/2004 S 14, S/2004 S 15, S/2004 S 16, S/2004 S 17 et S/2004 S 18).

Enfin, la découverte de neuf nouveaux petits satellites extérieurs de Saturne a été annoncée le 26 juin 2006 ; ils ont été découverts par D. C. Jewitt, S. S. Sheppard, et J. Kleyna au moyen du télescope Subaru de 8,2 mètres : il s'agit de S/2004 S 19, S/2006 S 1, S/2006 S 2, S/2006 S 3, S/2006 S 4, S/2006 S 5, S/2006 S 6, S/2006 S 7 et S/2006 S 8.

Thémis, satellite qui aurait été découvert en 1905, n'existe en fait pas.

Positions des satellites de Saturne

Positions des satellites de Saturne

Caractéristiques

  • Demi-grand axe en unités astronomiques (ua) : 9,554909
  • Demi-grand axe en km : 1 429 394 069
  • Excentricité de l'orbite : 0,05555
  • Inclinaison de l'orbite sur l'écliptique : 2°,4889
  • Période de révolution sidérale : 29 ans et 166,98 jours
  • Période de rotation : 10,66 heures
  • Vitesse orbitale : 10 km/s
  • Diamètre apparent équatorial à la plus petite distance de la Terre (valeur maximale) : 20",8
  • Diamètre équatorial (Terre=1) : 9,4335
  • Diamètre équatorial : 120 536 km
  • Magnitude visuelle à l'opposition : 0,67
  • Aplatissement : 1/10,2
    Volume (Terre=1) : 757
  • Masse (Soleil=1) : 1/3498,77
  • Masse (Terre=1) : 95,16
  • Masse Saturne+satellites (Soleil=1) : 1/3497,90
  • Masse Saturne+satellites (Saturne=1) : 1,0002
  • Densité (Terre=1) : 0,125
  • Densité (eau=1) : 0,69
  • Gravité à la surface (Terre=1) : 1,07
  • Vitesse de libération : 35 490 m/s
  • Réflectivité (albédo géométrique) : 0,47
  • Sommet le plus élevé : 8 000 m
  • Fosse la plus profonde : 205 000 m
  • Température des nuages : -125°C
  • Pression atmosphérique au niveau des nuages (Terre=1) : 1,4
  • Atmosphère hydrogène 97%, hélium 3%, traces de méthane et autres gaz

Saturne, photographiée depuis l'orbite terrestre par le télescope spatial Hubble et montrant des aurores polaires. Saturne, photographiée depuis l'orbite terrestre par le télescope spatial Hubble et montrant des aurores polaires.

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