Saturne, photographiée par la sonde Cassini le 13 septembre 2017. Ce fut son dernier grand portrait, après 13 ans de mission. Deux jours plus tard, la sonde plongeait dans la planète géante. © Nasa, JPL

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Saturne

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Les derniers regards de Cassini autour de Saturne  Les toutes dernières images de la sonde Cassini avant son plongeon final dans l'atmosphère de Saturne, le 15 septembre 2017. 

À l'instar de Jupiter, Saturne constitue, avec son cortège de satellites, un système planétaire en miniature, mais, surtout, offre le spectacle somptueux de ses anneaux, découverts dès 1610 par Galilée et interprétés en tant qu'anneaux par le Hollandais Christiaan Huygens en 1655. Saturne a été visitée au XXe siècle 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. Ces engins, en exploration du Système solaire, n'ont fait que la survoler. La sonde Cassini a tourné treize années en orbite autour d'elle entre juillet 2004 et septembre 2017 et a bouleversé les connaissances sur Saturne. L'exploitation des données recueillies prendra plusieurs décennies. Des découvertes sont à venir...

Structure de la planète Saturne

Les anneaux qui auréolent Saturne lui confèrent une apparence unique dans le Système solaire. Cependant, la planète proprement dite présente des similitudes avec Jupiter. Ses dimensions sont presque les mêmes : son rayon équatorial — 60.268 kilomètres — est égal à 9,45 rayons terrestres, contre 11,21 pour Jupiter. Sa masse, en revanche, 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 39 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.

Un voyage à travers l'épaisse atmosphère de Saturne

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. La sonde Cassini, passée 22 fois entre la planète et les anneaux (lors du « Grand final »), a détecté aussi des molécules organiques (à structure de carbone, donc).

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.

Au cœur de Saturne

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 par les sondes Voyager puis par Cassini, surtout lors du Grand Final, où la sonde s'est approchée très près de la planète.

La mesure du champ gravitationnel donne des informations sur la répartition des masses à l'intérieur de la planète. 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. Cette masse est en cours d'évaluation (novembre 2017) et sa valeur décidera si le modèle de formation de Saturne par accrétion de gaz autour d'un noyau solide est validée.

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, en particulier de l'analyse des données tirées des survols rapprochés de Cassini.

Des émissions radio surprenantes...

Son instrument RPWS (Radio and Plasma Wave Science) détectait les émissions dans le domaine radio ainsi que le piégeage d'ions du vent solaire (le plasma) dans le champ magnétique de Saturne. Ce qui est aussi une façon de repérer des aurores polaires. La curiosité saturnienne est que les variations des émissions radio sont différentes entre l'hémisphère nord et l'hémisphère sud, alors qu'elles sont reliées à la rotation de la planète.

Au fil des mois, cette différence s'est réduite, jusqu'à s'annuler un peu après l'équinoxe pour augmenter de nouveau, mais de manière inversée. Visiblement, ces émissions sont liées aux saisons et tout se passe comme si les deux hémisphères ne tournaient pas à la même vitesse.

... et un champ magnétique déconcertant

La sonde Cassini a montré que le champ magnétique de Saturne est aligné, ou presque, avec l'axe de rotation. Autrement dit, les pôles magnétiques et géographiques sont très proches, voire au même endroit. La mesure a été effectuée une nouvelle fois, et avec une meilleure précision, lors des orbites rapprochées du Grand final, en 2017. Le résultat a été confirmé : la différence angulaire entre les deux est inférieure à 0,06°.

Pour les planétologues, c'est une énigme car la création d'un champ magnétique par un noyau de matériau électriquement conducteur au cœur de la planète doit légèrement osciller. Cette découverte incite à penser que les mécanismes à l'œuvre à l'intérieur de Saturne diffèrent de ceux de la Terre et de Jupiter.

Les anneaux de Saturne

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 et Cassini 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.

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 théoriques quantitatives du rôle de ces collisions soient entreprises.

Les anneaux de Saturne en chiffres.

Les satellites de Saturne

On lui connaît 63 satellites confirmés (novembre 2017), dont Titan, plus grand que Mercure ou Pluton, qui abrite une chimie organique ressemblant à celle qui a abouti à l'apparition de la vie sur Terre. Elle est la seule lune à posséder une atmosphère, qui plus est très dense et essentiellement composée d'azote, avec une pression au sol de près de 1,5 bar (contre 1 au niveau de la mer sur Terre).

Elle porte aussi des hydrocarbures qui la rendent presque complètement opaque. Les 127 survols de la sonde Cassini, et, bien sûr, la pénétration dans l'atmosphère et l'atterrissage de la sonde Huygens, ont montré l'existence d'une chimie organique complexe dans l'atmosphère, alimentée par l'énergie des rayons cosmiques et de la lumière solaire.

Titan et son atmosphère brumeuse et opaque photographiée par la sonde Cassini. En prime, les anneaux et Épiméthée. © Nasa, JPL, SSI

Les nuages, nombreux, sont formés de vapeur de méthane, qui peut aussi tomber en pluie ou en neige. Au sol, les hydrocarbures, liquides, alimentent un réseau fluvial et une grande quantité de lacs ou de mer. Le substrat n'est pas rocheux : c'est de la glace d'eau. Un cryovolcanisme a été mis en évidence. Ces volcans crachent un mélange d'eau et d'ammoniac. Sous cette croûte de glace existe un profond océan interne d'eau liquide, comme dans d'autres lunes de Saturne et de Jupiter.

Lors de ses survols, la sonde Cassini a cartographié cette surface, à travers les nuages, à l'aide de son antenne radio passée en mode radar à synthèse d'ouverture (SAR). La géographie de Titan, très plate, se caractérise par de nombreux lacs dans les hautes latitudes et des grandes plaines de dunes. La météorologie y est capricieuse avec semble-t-il des saisons marquées et même des tempêtes. Le rythme de l'année est celui de Saturne, soit un cycle annuel de 29 années terrestres.

Panoramas, avec les couleurs reconstituées, réalisés à partir des photographies prises par la sonde Huygens le 13 janvier 2005 lors de sa descente dans l’atmosphère de Titan. © Nasa, JPL, Esa

La lune Encelade a réservé des surprises lors des 23 survols de la sonde Cassini. Cette boule de glace de 500 km laisse échapper à son pôle sud des panaches d'eau salée et de molécules organiques, qui s'échappent jusqu'à des centaines de kilomètres et dont la matière forme l'anneau E. Les mouvements d'Encelade trahissent la présence, sous 40 km de glace, d'un océan d'eau liquide global, entourant un noyau silicaté et probablement poreux où l'eau peut s'infiltrer, se réchauffer et remonter dans l'océan obscur sous forme de sources hydrothermales. La chaleur est engendrée par les effets de marée, déformant le noyau et dus à la gravité de Saturne. Avec de l'eau liquide, des molécules organiques et une source d'énergie hydrothermale, les ingrédients de la vie sont réunis. Cette découverte a amené à revoir la notion d'habitabilité autour des étoiles.

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 satellites ont été trouvés après la fin de 2000 sur des orbites inhabituelles, témoignant qu'ils sont probablement des fragments de corps plus grands capturés par Saturne. Certains ont été découverts récemment à travers les anneaux de Saturne par la sonde Cassini, comme Méthone et Pallène par le Français Sébastien Charnoz.

La sonde Cassini a débusqué de nombreuses structures dans les anneaux, jusque-là inconnues : des ondulations, des variations de densité plus ou moins radiales (rayons de bicyclettes, ou spokes), des stries (traces du passage de petits corps interplanétaires) et des hélices (perturbations trahissant la présence d'une mini-lune de l'ordre du kilomètre). La sonde a également vu des structures s'élevant au-dessus du plan des anneaux, des vagues mais aussi de hautes élévations de particules jusqu'à plusieurs kilomètres.

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) ; Encelade et Dioné sont également en résonance 1:2 ; Titan et Hypérion sont en résonance 3:4.

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 d'Hawaï 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, repérée en 1905, n'existe en fait pas.

Positions des satellites de Saturne

Caractéristiques de Saturne

  • Demi-grand axe en unités astronomiques (UA) : 9,554909
  • Demi-grand axe en kilomètres : 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 : 10,39 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) : 1/3.498,77
  • Masse (Terre=1) : 95,16
  • Masse Saturne+satellites (Soleil=1) : 1/3.497,90
  • 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
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