Planète Saturne

image de la planète saturne par la NASA

Planète Saturne

Saturne est une planète géante gazeuse du système solaire

Son orbite met 29,46 ans pour faire le tour de son demi-grand axe, qui est de 9,54 unités astronomiques (1 UA = 149 597 870 km). Cette orbite est légèrement inclinée (2,5 degrés) par rapport à l’écliptique (excentricité de 0,056).

Saturne dans le système solaire

Saturne est la deuxième planète géante après Jupiter. Sa masse est de 5,68 x 1026 kg, soit 95,15 fois la masse de la Terre.

Sa période de révolution est courte (10 h 47 min), ce qui fait que ses pôles sont presque 10 % plus plats. Le rayon de la planète à l’équateur est de 60 268 km (9,46 rayons terrestres), mais le rayon aux pôles n’est que de 54 364 km. L’inclinaison de l’axe de rotation est de 25,33 degrés.

Saturne ressemble à un point lumineux d’une magnitude moyenne de 0,5 qui, contrairement aux étoiles, ne brille pas. Pour voir correctement les anneaux, il faut un petit télescope. La beauté des anneaux et la façon dont les ombres jouent les unes avec les autres (l’ombre de la planète sur les anneaux et l’ombre des anneaux sur la planète) en font l’un des spectacles les plus étonnants du système solaire. La seule structure de la planète est constituée de quelques bandes qui n’ont pas beaucoup de différence entre elles. D’un autre côté, il est facile de remarquer à quel point elle est plate.

La sonde Pioneer 11 s’est rendue sur Saturne en 1979, la sonde Voyager 1 s’y est rendue en 1980, et la sonde Voyager 2 s’y est rendue en 1981. Ces missions nous ont permis d’apprendre beaucoup de choses sur la planète, ses anneaux et ses lunes. La sonde Cassini est un projet commun des agences spatiales américaine et européenne. Elle sera lancée en 1998, arrivera sur Saturne en 2004 et restera en orbite pendant quatre ans après avoir déposé le module européen Huygens dans l’atmosphère de la lune Titan.

L’atmosphère de Saturne

Comme Jupiter, Saturne possède une grande atmosphère composée principalement d’hydrogène et d’hélium. Pour cette raison, Saturne n’a pas de surface solide.

Par abus de langage, nous appelons souvent « surface » les parties visibles de l’atmosphère, qui sont principalement la haute troposphère. C’est là que les photons solaires sont réfléchis et que se forment les raies spectrales qui définissent les éléments mineurs (ammoniac, méthane, etc.). À la tropopause, la température est la plus froide, soit 95 kelvins.

Jupiter a beaucoup de motifs troposphériques différents, mais Saturne n’en a pas autant. La structure en bandes sur Saturne est causée par de forts vents zonaux parallèles à l’équateur et des courants de cisaillement qui peuvent se déplacer à plus de 200 m/s. Il existe parfois de petites structures cycloniques et anticycloniques.

Tous les 30 ans, à l’approche du solstice d’été, une forte tempête amène une grande tache blanche près de l’équateur.

Lorsque l’on mesure la quantité d’hélium dans la haute atmosphère, il est surprenant de constater qu’elle est environ quatre fois inférieure à ce que l’on pense être dans la nébuleuse protosolaire. Pendant la formation de la planète, la quantité d’hélium n’a pas pu être différente de celle de la nébuleuse, car il n’y a aucun moyen de faire la différence entre les gaz hélium et hydrogène. Force est donc de constater que la répartition de l’hélium sur la planète est très inégale, avec moins d’hélium près de la surface et plus près du centre. Cela correspond à ce que les scientifiques ont constaté, à savoir que Saturne dégage 1,8 fois plus d’énergie que le Soleil ne lui en envoie. Saturne n’est pas aussi grosse que Jupiter, elle n’a donc pas assez de masse pour se souvenir de la chaleur qui régnait lors de sa formation. En revanche, le bilan thermique de Saturne peut s’expliquer par le lent mouvement de l’hélium vers le centre de la planète. Ce mouvement libère une énergie supplémentaire sous forme d’énergie gravitationnelle.

Le noyau de Saturne

Lorsque la pression est supérieure à 2 millions de fois la pression atmosphérique terrestre, à mi-chemin entre la surface et le noyau, l’hydrogène moléculaire se décompose en hydrogène métallique. C’est dans cette phase métallique que se forme le champ magnétique de la planète. Le noyau de la planète est constitué de matériaux denses comme le méthane, l’ammoniac et les glaces d’eau, de roches et de métaux. Sa taille représente environ un dixième de la taille totale de la planète. Au cœur de la planète, la pression est 40 millions de fois supérieure à celle de l’atmosphère terrestre, et la température est d’environ 11 000 kelvins.

Pour cette raison, Saturne et Jupiter ont des structures internes très similaires. Même si leurs masses sont plus de 3 fois différentes, les diamètres de ces deux planètes, qui sont principalement constituées d’hydrogène, sont très similaires. Saturne doit donc avoir une densité moyenne faible, inférieure à celle de l’eau.

Les anneaux de Saturne

Si les quatre grandes planètes de notre système solaire ont toutes des anneaux, c’est la taille des anneaux de Saturne qui les rend uniques. Galilée a remarqué leur présence pour la première fois en 1610, mais comme son télescope n’était pas très bon, il n’a pas pu comprendre ce qu’ils étaient. Nous avons hésité pendant 50 ans entre des détails sur la surface, les nuages, la danse de plusieurs satellites et d’autres choses. Ce qui était encore plus intéressant, c’est que le phénomène disparaissait tous les 15 ans, soit la moitié de la révolution sidérale de Saturne. En 1659, Christiaan Huygens fut le premier à affirmer que ce qu’il voyait était dû à des anneaux de matière dans le plan équatorial de la planète.

Nombre d’anneaux

Depuis la Terre, on peut voir que les anneaux se composent de trois parties : les anneaux A et B, qui sont les plus grands, et l’anneau C, qui est plus petit et moins dense. Ils ont un diamètre compris entre 74 500 km et 136 800 km, soit entre 1,2 et 2,3 rayons de planète. La sonde Voyager 2 a montré à quel point les anneaux sont compliqués, ainsi que certains des facteurs physiques qui affectent leur apparence. D’une part, les anneaux sont maintenant nommés jusqu’à l’anneau G (D est le composant le plus interne, suivi de C, B, A, F, G et E par ordre de distance). D’autre part, chaque composant est constitué de petits anneaux très fins et d’espaces vides qui ne sont pas visibles depuis la Terre.

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Environ une fois tous les 15 ans, la lumière des anneaux cesse d’être visible depuis le bord. Cette fois, nous pouvons trouver l’emplacement exact des petits satellites qui se trouvent à l’intérieur, appelés bergers, et mesurer leur épaisseur. En 1996, lorsque la Terre et le Soleil ont traversé le plan des anneaux de Saturne, ils nous ont montré de nouvelles petites choses.

Ce qui les compose

Il est important de noter que les anneaux de Saturne sont très fins et fragiles. Si vous les réduisiez à la taille de Paris, ils ne seraient pas plus gros qu’une feuille de papier.

Cette finesse est due aux collisions constantes entre les particules qui composent les anneaux. Ces collisions ne conservent que la partie de la vitesse qui se trouve dans le plan équatorial de la planète. Si toute la matière des anneaux était entassée dans un satellite, celui-ci ne serait pas plus grand qu’une sphère de 100 km de rayon.

Cela ne peut pas se produire car Roche a des anneaux sur son orbite, ce qui rend impossible la réunion de ces éléments. Dans ce rayon, les marées de la planète sont plus fortes que les forces qui empêchent la matière de se désagréger. Ainsi, les anneaux sont constitués de minuscules morceaux dont la taille varie de quelques micromètres à quelques mètres et qui sont principalement composés de glace d’eau et d’un peu de poussière. Ainsi faits et fragmentés, les anneaux reflètent très bien la lumière du soleil et sont aussi brillants que la planète grâce à cela.

Un système dynamique

Les lois de la gravité obligent les anneaux à tourner de manière képlérienne et non uniforme. Cela fait des anneaux un système dynamique et non statique : les trajectoires sont des orbites, et les anneaux ne peuvent pas être considérés comme un objet unique (chaque particule ayant sa propre orbite). Les structures apparaissent et disparaissent en très peu de temps. Lorsque les anneaux sortent de l’ombre de la planète, la chaleur du soleil provoque la formation de structures en forme de rayons sur le côté qui reçoit la lumière. Des ondes de densité se forment lorsque les satellites qui orbitent à l’intérieur des anneaux les traversent. Les satellites bergers expliquent pourquoi certains des anneaux ont une structure aussi fine. La matière est balayée en une fine bande par le passage régulier de ces bergers, et elle s’accumule dans des régions stables très étroites.

Les satellites de Saturne

Saturne possède au moins 62 satellites, plus qu’aucune autre planète, et tous, sauf Hypérion et Phœbé, en orbite synchrone : à l’instar de la Lune, ils montrent constamment la même face à leur planète.

Titan

C’est l’un des plus gros satellites du système solaire, et de loin le plus massif des satellites de Saturne (1,35 . 1023 kg pour 2 575 km de rayon). Des jumelles sont suffisantes pour l’observer et noter d’une nuit à l’autre son mouvement autour de Saturne, qui dure environ 16 jours. C’est l’astronome Huygens qui, le premier, l’identifia en 1655 comme satellite de Saturne. Titan s’apparente aux satellites Ganymède et Callisto de Jupiter, mais se distingue parmi tous les satellites du système solaire par la présence d’une atmosphère. Celle-ci est 50 % plus épaisse que l’atmosphère terrestre, la pression de surface atteignant 1,5 bar. La température de surface, estimée à 94 kelvins (- 179 °C), ne permet pas la sublimation de la glace d’eau : l’atmosphère est essentiellement composée d’azote moléculaire, d’argon et d’hydrocarbures (méthane CH4, éthane C2H6). On suspecte la présence de précipitations de ces hydrocarbures, voire celle d’un océan d’hydrocarbures. Les observations du télescope spatial Hubble n’ont pu ni infirmer ni confirmer cette hypothèse, dont la réponse sera en fait apportée par le module Huygens de la sonde Cassini.

Rhea

Deuxième satellite par la taille (diamètre de 1 530 km, masse de 2,5 . 1021 kg), il présente deux hémisphères bien différenciés. L’hémisphère pointant vers l’avant (d’après le sens de la trajectoire) est sombre et peu cratérisé, alors que l’hémisphère opposé est uniformément brillant et cratérisé.

Japet

La surface de Japet, troisième des satellites par la taille (1 460 km, 1,9 . 1021 kg), est encore plus différenciée ; l’albédo varie de 0,03 à 0,5 entre les deux hémisphères, à tel point que l’astronome Jean Dominique Cassini annonçait ne voir le satellite que d’un seul côté de la planète. Japet se distingue également par son inclinaison de 15 degrés par rapport au plan équatorial de Saturne.

Les autres satellites

Les orbites des petits satellites Pan, Atlas, Prométhée et Hypérion s’inscrivent à l’intérieur des anneaux. Celle de Pan est située sur le bord intérieur de la division d’Encke (région particulière) de l’anneau A. L’existence de Pan a été en fait prédite à la suite de l’identification de trains d’ondes dans cet anneau, et c’est l’analyse a posteriori des images de Voyager qui a permis de retrouver ce satellite de seulement 20 km de rayon. Atlas a été identifié comme l’un des satellites bergers de l’anneau A, et Prométhée comme l’un de l’anneau F. Hypérion est, parmi les petits corps de forme irrégulière et non sphérique du système solaire, le plus massif : sa masse de 1,8 . 1019 kg se distribue dans un volume dont les dimensions sont de 410 km, 260 km et 220 km. Sa rotation propre est totalement chaotique et imprévisible.

Le dernier satellite « Égéon » a été découvert le 3 mars 2009.