Saturne (planète)

Saturne
[[Image:QT - Saturne 1.JPG		center]]
Caractéristiques orbitales
Rayon moyen	×109 km ≈ 9,5 ua
Excentricité	0,054 150 60
Période de révolution sidérale	10 757,7365 d = 29 a 165 d 11,68 h
Période synodique	378,0944 d
Vitesse orbitale moyenne	9,6446 km/s
Inclinaison	2,484 46°
satellites naturels	31
Caractéristiques physiques
Diamètre équatorial	120 536 km
Diamètre polaire	110 466 km
Aplatissement	0,097 96
Masse	×1026 kg
Densité moyenne	0,6873 g/cm³
Gravité à la surface	m/s²
Période de rotation	0,444 d = 10 h 39,37 min
Inclinaison de l'axe	26,73°
Albédo	0,47
Vitesse de libération	35,5 km/s
Température à la surface	min moy max K 143 K --- K
Caractéristiques de l'atmosphère
Pression atmosphérique	kPa
Dihydrogène	> 93%
Hélium	> 5%
Méthane	0,2%
Vapeur d'eau	0,1%
Ammoniac	0,01%
Éthane	0,0005%
Phosphine	0,0001%

Saturne est la sixième planète du système solaire. C'est une planète géante gazeuse, la seconde en masse et en volume après Jupiter. Son nom vient du dieu romain Saturne.

Table of contents

1 Caractéristiques physiques 1.1 Composition interne 1.2 Atmosphère 1.3 Anneaux planétaires 2 Lunes de Saturne 3 Histoire

Caractéristiques physiques

L'une des caractéristiques physiques les plus frappantes de Saturne (outre ses anneaux, bien sûr) est sa forme ellipsoïdale : Saturne est très clairement aplatie aux pôles et renflée à l'équateur. De fait, ses diamètres équatoriaux et polaires diffèrent de près de 10% (120 536 km pour le premier, 110 466 km pour le second). Ceci est le résultat de sa rapide rotation sur elle-même et d'une composition interne extrêmement fluide. Les autres géantes gazeuses du système solaire (Jupiter, Uranus et Neptune) sont également aplaties, mais de façon moins marquée.

Composition interne

Saturne est composée principalement de dihydrogène (H₂), d'hélium (He), de méthane (CH₄), d'éthane (C₂H₆) et d'ammoniac (NH₃) avec un noyau rocheux. Sa densité est remarquablement faible, égale à 0,69, nettement plus faible que celle de l'eau; on pourrait ainsi dire que la planète pourrait flotter sur l'eau ! Saturne est le corps le moins dense du système solaire; cependant, cette densité n'est qu'une moyenne, et si la haute atmosphère de Saturne est très peu dense, son noyau est considérablement plus dense que l'eau.

La composition interne de Saturne serait similaire à celle de Jupiter, avec un noyau rocheux de silicates et de fer, entouré d'une couche d'hydrogène métallique, puis d'hydrogène liquide, puis d'hydrogène gazeux. Les transitions entre ces différentes couches seraient progressives et la planète ne comporterait pas de surface à proprement parler.

Saturne a une température interne très élevée, atteignant probablement 12 000 K dans le noyau, et dégage plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. La plupart de cette énergie provient d'un effet de compression gravitationnelle (mecanisme de Kelvin-Helmoltz), mais cet effet ne suffit pas à lui seul à expliquer la production thermique. Une explication proposée serait une 'pluie' de gouttelettes d'hélium dans les profondeurs de Saturne, dégageant de la chaleur par friction en tombant dans une mer d'hydrogène plus léger.

Atmosphère

De manière similaire à Jupiter, l'atmosphère de Saturne est organisée en bandes parallèles, même si ces bandes sont moins visibles et plus larges près de l'équateur. En fait, le système nuageux de Saturne ne fut observé pour la première fois que lors des missions Voyager. Depuis, les téléscopes terrestres ont fait suffisamment de progrès pour pouvoir suivre l'atmosphère saturnienne et les caractéristiques courantes chez Jupiter (comme les orages ovales à longue durée de vie) ont été retrouvées chez Saturne. En 1990, le télescope spatial Hubble a observé un énorme nuage blanc près de l'équateur de Saturne qui n'était pas présent lors du passage des sondes Voyager. En 1994, un autre orage de taille plus modeste a été observé.

Anneaux planétaires

Les anneaux de Saturne sont un des spectacles les plus remarquables du système solaire et constituent la caractéristique principale de la planète. À la différence de ceux des autres géantes gazeuses, ils sont extrêmement brillants (albédo de 0,2 à 0,6) et peuvent être vus à l'aide de simples jumelles.

Bien qu'ils paraissent d'un seul tenant vu de la Terre, les anneaux de Saturne sont constitués d'innombrables particules, chacune sur une orbite propre, de silicates, d'oxyde de fer et de particules de glace d'une taille variant du grain de poussière à celle d'une petite automobile. Deux théories principales ont été avancées pour en expliquer l'origine. La première, proposée par Édouard Albert Roche au 19^e siècle, propose que les anneaux proviennent d'une lune de Saturne dont l'orbite se serait trop rapprochée de la planète et qui aurait été mise en morceaux par les forces de marée. Une variation de cette théorie suppose que la lune a été désintégrée par l'impact d'une grosse comète ou d'un astéroïde. La deuxième théorie propose que les anneaux n'ont jamais constitué une lune mais qu'ils sont les restes de la nébuleuse planétaire qui a formé Saturne. Cette deuxième théorie n'est cependant plus vraiment retenue aujourd'hui, car on pense que les anneaux sont trop instables pour durer des milliards d'années (ordre de grandeur de l'age su système solaire) et qu'ils ont une origine plus récente. Certains pensent même que les anneau de Saturne que nous observons actuellement ne sont pas les seuls que la géante gazeuse ait connu au cours de son histoire.

Depuis la Terre, trois anneaux peuvent être vus : deux anneaux proéminents (A et B) et un anneau plus faible. L'espace entre A et B est connu sous le nom de division de Cassini. L'anneau A est divisé par un espace moins visible nommé division d'Encke (même s'il est probable qu'Encke ne l'a jamais observé). Les sondes Voyager ont également détecté quatre autres anneaux considérablement moins visibles.

Les anneaux de Saturne s'étendent sur plus de 400 000 km, mais sont cependant très fins. À l'exception de l'anneau le plus externe, ils ne dépassent pas 1 km d'épaisseur. En fait, si les anneaux étaient compressés en un seul corps, celui-ci n'aurait pas plus de 100 km de diamètre.

Des inhomogénéités radiales apparaissent parfois dans les anneaux. Leur origine est méconnue, mais on pense que le champ magnétique de Saturne en est la cause.

L'anneau F, l'un des plus externes, est une structure extrèmement complexe de plusieurs anneaux plus petits 'noués' entre eux. L'origine de ces nœuds est inconnue mais est probablement gravitationnelle.

L'anneau E, le plus externe, s'étend sur 240 000 km et s'élargit progressivement après l'orbite d'Encélade jusqu'à avoir 60 000 km d'épaisseur.

Les anneaux de Saturne entretiennent des résonances complexes avec certains de ses satellites. Certains, nommés 'satellites bergers' (Atlas, Prométhée et Pandore), sont clairement indispensables pour la stabilité des anneaux. Mimas semble responsable de la division de Cassini, Pan est situé à l'intérieur de la division d'Encke. Le système global est complexe et encore très méconnu.

Anneaux de Saturne

Nom	Rayon interne (km)	Rayon externe (km)	Largeur (km)
Anneau D	60 000	72 600	12 600
Division de Pierre Guérin>Guérin	72 600	73 800	1 200
Anneau C	73 800	91 800	18 000
Division de James C. Maxwell>Maxwell	91 800	92 300	500
Anneau B	92 300	115 800	23 500
Division de Jean-Dominique Cassini>Cassini	115 800	120 600	4 800
Intervalle de Christiaan Huygens>Huygens	117 200	---	250 à 400
Anneau A	120 600	136 200	15 600
Division de James Keeler>Keeler	125 580	---	230
Division d'Johann Franz Encke>Encke	132 600	---	325
Anneau F	141 000	---	?
Anneau G	150 000	---	?
Anneau E	240 000	480 000	240 000

Lunes de Saturne

On lui connaît 31 satellites, dont Titan, plus grand que Mercure ou Pluton, qui pourrait abriter de la vie et qui est présenté comme candidat à la terraformation. Un seul de ces satellites (S/2003 S 1) reste à nommer. 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 lunes ont été trouvées depuis la fin de 2000 sur des orbites inhabituelles, probablement des fragments de corps plus grands capturés par Saturne.

Lunes de Saturne

Nom	Diamètre (km)	Masse (1016 kg)	Rayon orbital moyen (km)	Période de révolution (d)	Commentaires
Pan	20	27	133 600	0,575	Division d'Encke
Atlas	33	1,1	137 700	0,602	satellite berger externe à l'anneau A
Prométhée	105	33	139 400	0,613	satellite berger interne à l'anneau F
Pandore	87	19	141 700	0,629	satellite berger externe à l'anneau F
Épiméthée	119	54	151 400	0,694	co-orbital avec Janus
Janus	179	192	151 500	0,695	co-orbital avec Épiméthée
Mimas	397	3840	185 600	0,942	un énorme cratère au centre duquel se dresse un pic solitaire
Encélade	499	8600	238 100	1,370	la blanche
Téthys	1060	61 760	294 700	1,888
Télesto	23	0,72	294 700	1,888	Point de Lagrange avant de Téthys
Calypso	21	0,36	294 700	1,888	Point de Lagrange arrière de Téthys
Dioné	1118	109 600	377 400	2,737
Hélène	33	2,5	377 400	2,737	Point de Lagrange arrière de Dioné
Rhéa	1528	232 000	527 100	4,518
Titan	5150	13 460 000	1 221 900	15,950
Hypérion	292	1100	1 464 100	21,280
Japet	1436	200 000	3 560 800	79,330
Kiviuq	14	0,33	11 365 000	449,22
Ijiraq	10	0,12	11 442 000	451,47
Phœbé	220	720	12 944 300	-548,210**	Présence de glace
Paaliaq	19	0,82	15 198 000	686,94
Skathi	6	0,031	15 641 000	-728,18**
Albiorix	26	0,21	16 394 000	783,47
Erriapo	9	0,076	17 604 000	871,25
Siarnaq	32	0,39	18 195 000	895,55
Tarvos	13	0,27	18 239 000	926,13
S/2003 S 1*	7	0,034	18 719 000	-956,19**
Mundilfari	6	0,021	18 722 000	-951,56**
Suttungr	6	0,021	19 465 000	-1016,51**
Thrymr	6	0,021	20 219 000	-1091,76**
Ymir	16	0,49	23 130 000	-1315,33**

^* En attente de nom ^** Les périodes de révolution négatives indiquent que l'orbite de la lune est rétrograde.

Toutes les lunes pour lesquelles 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.

Histoire

Saturne étant visible à l'œil nu la nuit, la planète est connue depuis l'Antiquité. En 1610, Galilée, en braquant son téléscope vers Saturne, en observe les anneaux mais ne comprend pas ce qu'il en est, décrivant que la planète aurait des « oreilles ». En 1612, la Terre passant dans le plan des anneaux, ceux-ci disparaissent. En 1613, ils réapparaissent sans que Galilée puisse émettre une hypothèse quant à ce qu'il observe.

En 1655, Christiaan Huygens, en utilisant un téléscope bien plus puissant, comprend que la planète est en réalité entourée d'un anneau, qu'il pense être solide.

Dans la dernière moitié du XX^e siècle, Saturne fut visitée par plusieurs sondes spatiales, Pioneer 11 en 1979, Voyager 1 en 1980 et Voyager 2 en 1981. La sonde Sonde Cassini-Huygens s'est mise en orbite autour de Saturne le 1^er juillet 2004 pour étudier le système saturnien, avec une attention particulière pour Titan.

Cette photo couleur a été assemblée à partir des clichés de Voyager 2 à une distance de 21 Gm (21 millions de km). Trois des satellites de Saturne sont visibles à gauche. Ce sont, dans l'ordre d'éloignement de la planète : Téthys, 1050 km de diamètre, Dioné, 1120 km, et Rhéa, 1530 km. Le point noir sur la planète est l'ombre de Téthys.