Saturne (planete)

Saturne (planète)

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Saturne Saturne : symbole astronomique
Une photographie de Saturne.

Une photographie de Saturne.
Caractéristiques orbitales
(Époque J2000.0)
Demi-grand axe 1 421 179 772 km
(9,53707032 ua)
Aphélie 1 503 983 449 km
(10,05350840 ua)
Périhélie 1 349 467 375 km
(9,02063224 ua)
Circonférence orbitale 5 684 719 086 km
(38 ua)
Excentricité 0,05415060
Période de révolution 10 757,7365 d
(29 a 165 d 11,68 h)
Période synodique 378,0944 d
Vitesse orbitale moyenne 9,6446 km/s
Vitesse orbitale maximale 10,183 km/s
Vitesse orbitale minimale 9,137 km/s
Inclinaison 2,48446°
Nœud ascendant 113,7153281104°
Argument du périhélie 338,71690°
Satellites 61 connus en août 2008
Caractéristiques physiques
Rayon équatorial 60 268 km
(9,4492 Terres)
Rayon polaire 54 359 km
(8,5521 Terres)
Périmètre équatorial 378 675 km
Superficie 4,3466×1010 km²
(83,703 Terres)
Volume 8,2713×1014 km³
(763 Terres)
Masse 5,6846×1026 kg
(95,152 Terres)
Masse volumique moyenne 0,6873×103 kg/m³
Gravité à la surface 8,96 m/s²
(0,914 g)
Vitesse de libération 35,5 km/s
Période de rotation
(jour sidéral)
0,444 d
(10 h 47 min 6 s)
Vitesse de rotation
(à l’équateur)
34 821 km/h
Inclinaison de l’axe 26,73°
Albédo moyen 0,47
Température de surface
  • Min. : -184°C
  • Moy. : ?
  • Max. : -179°C
Caractéristiques de l’atmosphère
Pression atmosphérique 1,40×105 Pa
Hydrogène H2 > 93 %
Hélium He > 5 %
Méthane CH4 0,2 %
Vapeur d'eau H2O 0,1 %
Ammoniac NH3 0,01 %
Éthane C2H6 0,0005 %
Hydrure de phosphore PH3 0,0001 %



Découverte
Découvreur Inconnu
Date Antiquité

Saturne est la sixième planète du système solaire par ordre de distance au Soleil. C'est une géante gazeuse, la seconde en masse et en volume après Jupiter. D'un diamètre d'environ neuf fois et demi celui de la Terre, elle est majoritairement composée d'hydrogène. Son nom vient du dieu romain Saturne.

Sommaire

Caractéristiques physiques

Masse et dimensions

Saturne a la forme d'un sphéroïde oblat : la planète est aplatie aux pôles et renflée à l'équateur. Ses diamètres équatoriaux et polaires diffèrent de près de 10 % (120 536 km pour le premier, 110 466 km pour le second), conséquence 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.

Saturne est la deuxième planète la plus massive du système solaire, 3,3 fois moins que Jupiter, mais 5,5 fois plus que Neptune et 6,5 fois plus qu'Uranus. En comparaison avec la Terre, Saturne est 95 fois plus massive. Son diamètre étant environ 9 fois plus grand que celui de la Terre, on pourrait caser 760 corps de la taille de cette dernière dans le volume occupé par la géante gazeuse.

Saturne est la seule planète du système solaire dont la masse volumique moyenne est inférieure à celle de l'eau : 0,69 g/cm³. Cela vient à dire que si on trouvait un océan assez grand pour contenir Saturne, celle-ci flotterait[1]. Ce chiffre masque d'énormes disparités dans la répartition de la masse à l'intérieur de la planète : si son atmosphère, essentiellement composée d'hydrogène (le gaz le plus léger), est moins dense que l'eau, son noyau l'est considérablement plus.

Composition

La haute atmosphère de Saturne est constituée à 93,2% d'hydrogène et à 6,7% d'hélium en termes de molécules de gaz (96,5% d'hydrogène et 3,5% d'hélium en termes d'atomes). Des traces de méthane, d'éthane, d'ammoniac, d'acétylène et de phosphine ont également été détectées[2]. Les nuages les plus en altitude sont composés de cristaux d'ammoniac, tandis que les nuages plus bas semblent être constitués soit de sulfure d'ammonium (NH4SH) soit d'eau[3]. Comparativement à l'abondance des éléments du Soleil, l'atmosphère de Saturne est significativement pauvre en hélium.

La quantité d'éléments plus lourds que l'hélium n'est pas connue avec précision, mais on suppose que leurs proportions correspondent aux abondances initiales lors de la formation du système solaire. La masse totale de ces éléments est estimé à 19 à 31 fois celle de la Terre, une fraction significative étant située dans la région du noyau de Saturne[4].

Structure interne

La structure 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 enfin d'hydrogène gazeux. Des traces de glaces diverses seraient également présentes. Les transitions entre ces différentes couches seraient progressives et la planète ne comporterait pas de surface à proprement parler. La région du noyau posséderait entre 9 et 22 fois la masse de la Terre[5].

Saturne a une température interne très élevée, atteignant probablement 12 000 K dans le noyau, et dégage, à l'instar de Jupiter, plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. La plupart de cette énergie provient d'un effet de compression gravitationnelle (mécanisme de Kelvin-Helmholtz), 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[réf. nécessaire].

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 télescopes 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.

Le nuage de 1990 est un exemple de grande tache blanche, un phénomène saturnien éphémère qui se reproduit environ tous les 30 ans. Des grandes taches blanches ont été observées en 1876, 1903, 1933 et 1960. Si la périodicité se maintient, une autre tempête devrait se produire vers 2020[6].

Dans les images transmises par la sonde Cassini, l'atmosphère de l'hémisphère nord apparaît bleue, de façon similaire à celle d'Uranus. Cette couleur est probablement causée par diffusion Rayleigh.

L'imagerie infrarouge a montré que Saturne possède un vortex polaire chaud, le seul phénomène de ce type connu dans le système solaire.

Un système ondulatoire hexagonal existe autour du pôle nord, vers 78° de latitude. Il a été remarqué pour la première fois lors du passage des sondes Voyager[7],[8]. Les bords de l'hexagone mesurent environ 13 800 km. La structure tourne sur elle-même avec une période de 10 h 39 min 24 s. Le système ne se décale pas en longitude comme les autres structures nuageuses de l'atmosphère visible. Son origine n'est pas connue. La plupart des astronomes semblent penser qu'il s'agit d'un ensemble d'ondes stationnaires. Parmi les autres théories, il pourrait s'agir d'un type inconnu d'aurore polaire[9]. Des formes polygonales ont été reproduites en laboratoire à l'intérieur de seaux de fluides en rotation[10].

Les images prises par le télescope spatial Hubble indiquent la présence au pôle sud d'un courant-jet, mais pas d'un vortex polaire ou d'un système hexagonal analogue[11]. Cependant, la NASA a signalé en novembre 2006 que Cassini a observé une tempête analogue à un ouragan, stationnant au pôle sud, et qui possède un œil clairement défini[12]. Il s'agit du seul œil jamais observé sur une autre planète que la Terre[13].

De 2004 à 2009, la sonde Cassini a également pu obsever la formation, le développement et la fin de 9 violents orages. Les orages de Saturne sont particulièrement longs. Un orage s'étala de novembre 2007 à juillet 2008. De même, un très violent orage sévit depuis janvier 2009 dura plus de 8 mois. Ce sont les plus long orages observés jusque là dans le système solaire. Ils peuvent s'étendre sur plus de 3.000 km de diamètre autour de la région appelée 'Allée des tempêtes' située à 35° au Sud de l'équateur. Les décharges électriques provoquées par les orages de Saturne émettent des ondes radio dix mille fois plus fortes que celles des orages terrestres.

Magnétosphère

Le champ magnétique de Saturne est plus faible que celui de Jupiter (mais néanmoins plus intense que celui de la Terre) et sa magnétosphère est plus petite[14].

Rotation

Animation du système nuageux polaire hexagonal.

L'atmosphère de Saturne subissant une rotation différentielle, plusieurs systèmes ont été définis, avec des périodes de rotation propres (un cas similaire à celui de Jupiter) :

  • Le premier système a une période de 10 h 14 min 00 s et concerne la zone équatoriale, qui s'étend entre le bord nord de la ceinture équatoriale méridionale et le bord sud de la ceinture équatoriale boréale.
  • Le deuxième système concerne toutes les autres latitudes et possède une période de 10 h 39 min 24 s.
  • Le troisième système, basé sur la rotation des émissions radio de Saturne, possède une période de 10 h 39 min 22,4 s.

Ce dernier système, mesuré lors du passage des sondes Voyager, était celui généralement utilisé pour parler de la rotation de la planète. Cependant, lors de son approche de Saturne en 2004, la sonde Cassini mesura que la période de rotation radio s'était légèrement accrue, atteignant 10 h 45 min 45 s (± 36 s)[15]. La cause exacte du changement n'est pas connue.

En mars 2007, il a été annoncé que la rotation des émissions radio ne rend pas compte de la rotation de la planète, mais est causée par des mouvements de convection du disque de plasma entourant Saturne, lesquels sont indépendants de la rotation. Les variations de période pourraient être causées par les geysers de la lune Encelade. La vapeur d'eau émise en orbite saturnienne se chargerait électriquement et pèserait sur le champ magnétique de la planète, ralentissant sa rotation par rapport à celle de Saturne. Si ce point est vérifié, on ne connaît aucune méthode fiable pour déterminer la période de rotation réelle du noyau de Saturne[16],[17],[18],[19].

Anneaux planétaires

Article détaillé : Anneaux de Saturne.
Les anneaux de Saturne par rapport aux orbites de certains de ses satellites

Les anneaux de Saturne sont un des spectacles les plus remarquables du système solaire et constituent la caractéristique principale de la planète Saturne. 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.

Il y règne une agitation permanente : vagues, collisions, accumulations de matières.

Caractéristiques des anneaux et des divisions de Saturne
Nom Rayon interne Rayon externe Largeur
(km)
Épaisseur
(m)
km RS km RS
Anneau D 66 900 1,110 74 510 1,236 7 610  ?
Division de Guérin 74 510 1,236 74 658 1,239 148
Anneau C 74 658 1,239 92 000 1,527 17 342 5
Anneau B 92 000 1,527 117 580 1,951 25 580 5-10
Division de Cassini 117 500 1,95 122 200 2,03 4 700
Anneau A 122 170 2,027 136 775 2,269 14 605 20-40
Division d'Encke 133 589 2,216 325
Division de Keeler 136 530 2,265 35
R/2004 S 1 137 630 2,284  ?  ?
R/2004 S 2 138 900 2,305  ?  ?
Anneau F 140 180 2,326 30-500  ?
Anneau G 170 000 2,82 175 000 2,90 5 000 1×105
Anneau E 181 000 3 483 000 8 302 000 1×107

Satellites

Article détaillé : Satellites naturels de Saturne.
Cette photo couleur est un assemblage de clichés de Voyager 2 depuis une distance de 21 millions de km. Trois satellites de Saturne sont visibles à gauche ; de haut en bas : Téthys (1050 km de diamètre), Dioné (1120 km), et Rhéa (1530 km). L'ombre de Téthys forme un point noir sur la planète.

Saturne possède un grand nombre de satellites naturels. Il est difficile de dire combien, dans la mesure où tout morceau de glace des anneaux est techniquement un satellite et qu'il n'est pas possible de faire la distinction entre une grande particule et une petite lune.

En 2009, 63 satellites ont été identifiés, ainsi que 3 autres corps qui pourraient n'être que des amas dans les anneaux. 53 satellites ont été confirmés et nommés.

La plupart des lunes connues sont petites : 31 mesurent moins de 10 km de diamètre, et 13 autres moins de 50 km[20]. Seules sept sont suffisamment massives pour avoir pu prendre une forme sphéroïde sous leur propre gravité. Titan, la plus grande d'entre-elles, plus grande que Mercure ou Pluton, est le seul satellite du système solaire à posséder une atmosphère dense.

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, Encelade-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.

Traditionnellement, la plupart des lunes de Saturne ont été nommées d'après des Titans de la mythologie grecque.

Historique

Observations pré-télescopiques

Saturne est une des cinq planètes visibles à l'œil nu la nuit et elle est connue et observée depuis l'Antiquité.

Observations télescopiques terrestres

En 1610, Galilée, en braquant son télescope 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[21].

En 1656, Christiaan Huygens, en utilisant un télescope bien plus puissant, comprend que la planète est en réalité entourée d'un anneau, qu'il pense être solide. Il découvre aussi un autre astre près de Saturne qui sera nommé plus tard Titan.

En 1675, Jean-Dominique Cassini détermine que l'anneau est composé de plusieurs petits anneaux, séparés par des divisions ; la plus large d'entre elles sera plus tard appelée la division de Cassini.

En 1859, James Clerk Maxwell démontre que les anneaux ne peuvent pas être solides. Il émet l'hypothèse qu'ils sont constitués d'un grand nombre de petites particules, toutes orbitant autour de Saturne indépendamment[22]. La théorie de Maxwell fut prouvée correcte en 1895 par des études spectroscopiques menées par James Keeler à l'observatoire Lick.

Sondes spatiales

Article détaillé : Exploration de Saturne.

Survols

Dans le dernier quart du XXe siècle, Saturne fut visitée par plusieurs sondes spatiales, Pioneer 11 en 1979, Voyager 1 en 1980 et Voyager 2 en 1981.

Pioneer 11 passa à 22 000 km des nuages de Saturne en septembre 1979. La sonde prit des photographies en basse résolution de la planète et de quelques-uns de ses satellites, lesquelles n'étaient pas assez bonnes pour distinguer les caractéristiques de leur surface. Elle étudia l'étalement des anneaux, découvrit l'anneau F et le fait que les divisions ne sont pas vides de matériaux. Pioneer 11 mesura également la température de Titan.

En novembre 1980, Voyager 1 visita le système saturnien. La sonde renvoya les premières images en haute résolution de la planète, de ses anneaux et de ses satellites. Les surfaces de plusieurs lunes furent vues pour la première fois. Voyager 1 effectua un survol de Titan, accroissant les connaissances sur l'atmosphère de cette lune. Cependant, elle prouva également que cette atmosphère était imperméable aux longueurs d'onde de la lumière visible. Le survol éjecta la sonde hors du plan du système solaire.

En août 1981, Voyager 2 continua l'étude de Saturne. Elle prit plus de gros plans des lunes et apporta des preuves d'évolution de l'atmosphère et des anneaux. Malheureusement, pendant le survol, la plateforme de caméra orientable resta coincée pendant deux jours et certaines photographies ne purent être prises selon l'angle prévu. La gravité de Saturne fut utilisée pour diriger la sonde vers Uranus (voir cette planète) qui, à son tour, la dirigea vers Neptune.

Les sondes découvrirent et confirmèrent plusieurs satellites orbitant près ou à l'intérieur des anneaux de Saturne. Elles découvrirent également la division de Maxwell et la division de Keeler.

Résumé des survols
Sonde Date Distance (km)
Pioneer 11 1er septembre 1979 21 000
Voyager 1 12 novembre 1980 124 000
Voyager 2 25 août 1981  ?

Cassini

La sonde Cassini-Huygens s'est placée en orbite autour de Saturne le 1er juillet 2004 afin d'étudier le système saturnien, avec une attention particulière pour Titan. En juin 2004, elle effectua un survol de Phœbé.

L'orbiteur réalisa deux survols de Titan avant de larguer le module atterrisseur Huygens le 25 décembre 2004. Huygens descendit à la surface de Titan le 14 janvier 2005, transmettant un flot de photographies et de données pendant la descente et après l'atterrissage. Pendant l'année 2005, Cassini effectua plusieurs autres survols de Titan et d'autres satellites.

Le 10 mars 2006, la NASA annonça que Cassini avait mis en évidence des réservoirs d'eau liquide s'échappant en geyser sur Encelade[23].

Le 20 septembre 2006, Cassini photographia un anneau planétaire non encore découvert, en dehors des anneaux principaux et à l'intérieur des anneaux E et G[24].

En juillet 2006, Cassini détecta la première preuve de lacs d'hydrocarbures près du pôle nord de Titan, ce qui fut confirmé en janvier 2007. En mars 2007, de nouvelles images du pôle mirent en évidence des mers d'hydrocarbures, la plus grande ayant presque la taille de la mer Caspienne[25].

Dépendant de la réserve de carburant nécessaire à moduler chaque orbite, la mission principale de la sonde devait en principe s'achever en 2008, après 74 orbites autour de Saturne. Cependant, début 2008, au vu des réserves encore existantes, il a été décidé une prolongation de 2 ans de la mission.

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

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Références

  1. Gaétan Morrissette, Astronomie Premier Contact, p.186
  2. (en) R. Courtin, D. Gautier, A. Marten et B. Bezard, « The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra », dans Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 15, 1983, p. 831 [texte intégral (page consultée le 4 février 2007)] .
  3. (en) Carolina Martinez, « Cassini Discovers Saturn's Dynamic Clouds Run Deep », 5 septembre 2005
  4. (en) Tristan Guillot, « Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System », dans Science, vol. 286, no 5437, 1999, p. 72-77 [texte intégral (page consultée le 27 avril 2007)] .
  5. (en) Jonathan J. Fortney, « Looking into the Giant Planets », dans Science, vol. 305, no 5689, 2004, p. 1414-1415 [texte intégral (page consultée le 30 avril 2007)] 
  6. (en) Mark Kidger, « The 1990 Great White Spot of Saturn », dans 1993 Yearbook of Astronomy, W.W. Norton & Company, p. 176-215 
  7. (en) D. A. Godfrey, « A hexagonal feature around Saturn's North Pole »
  8. (en) A. Sánchez-Lavega, J. Lecacheux, F. Colas, P. Laques, « Ground-based observations of Saturn's north polar SPOT and hexagon »
  9. (en) A Hex on Saturn, 31 mai 1989, Science Frontiers. Consulté le 28 mars 2007
  10. (en) Geometric whirlpools revealed, 19 mai 2006, Nature. Consulté le 27 avril 2007
  11. (en) A. Sánchez-Lavega, S. Pérez-Hoyos, R. G. French, « Hubble Space Telescope Observations of the Atmospheric Dynamics in Saturn's South Pole from 1997 to 2002 », 2002
  12. (en) PIA09187: Spinning Saturn, 2006, NASA/JPL/University of Arizona
  13. (en) NASA Sees into the Eye of a Monster Storm on Saturn, 9 novembre 2006, NASA. Consulté le 10 novembre 2006
  14. (en) C. T. Russell, J. G. Luhmann, « Saturn: Magnetic Field and Magnetosphere », 1997, UCLA - IGPP Space Physics Center. Consulté le 29 avril 2007
  15. (en) Scientists Find That Saturn's Rotation Period is a Puzzle, 28 avril 2006, NASA. Consulté le 22 mars 2007
  16. (en) Enceladus Geysers Mask the Length of Saturn's Day, 22 mars 2007, Jet Propulsion Laboratory. Consulté le 22 mars 2007
  17. (en) The Variable Rotation Period of the Inner Region of Saturn's Plasma Disk, 03.22.07, Science. Consulté le 24 avril 2007
  18. (en) A New Spin on Saturn's Rotation, 20 avril 2007, Science. Consulté le 24 avril 2007
  19. (fr) Encelade pèse sur le champ magnétique de Saturne, 27 mars 2007, Le Nouvel Observateur. Consulté le 14 mai 2007
  20. Saturn's Known Satellites, 2007, Scott S. Sheppard
  21. (en) Historical Background of Saturn's Rings, NASA/JPL. Consulté le 15 mai 2007
  22. (en) James Clerk Maxwell, « On the Stability of the Motion of Saturn's Rings », 1859
  23. (en) NASA's Cassini Discovers Potential Liquid Water on Enceladus, 9 mars 2006, NASA/JPL. Consulté le 15 mai 2007
  24. (en) Scientists Discover New Ring and Other Features at Saturn, 9 mars 2006, NASA/JPL. Consulté le 15 mai 2007
  25. (en) Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature, 3 janvier 2007, NASA/JPL. Consulté le 15 mai 2007


Satellites naturels de Saturne
Pan · Daphnis · Atlas · Prométhée · S/2004 S 6 · S/2004 S 4 · S/2004 S 3 · Pandore · Épiméthée · Janus · Égéon · Mimas · Méthone · Anthée · Pallène · Encelade · Téthys · Télesto · Calypso · Dioné · Hélène · Pollux · Rhéa · Titan · Hypérion · Japet · Kiviuq · Ijiraq · Phœbé · Paaliaq · Skathi · Albiorix · S/2007 S 2 · Bebhionn · Erriapus · Skoll · Siarnaq · Tarqeq · S/2004 S 13 · Greip · Tarvos · Hyrrokkin · Mundilfari · Narvi · Jarnsaxa · S/2006 S 1 · S/2004 S 17 · Bergelmir · Ægir · Suttungr · S/2004 S 12 · Bestla · Farbauti · Hati · S/2004 S 7 · Thrymr · S/2007 S 3 · S/2006 S 3 · Surtur · Kari · Fenrir · Ymir · Loge · Fornjot
Voir aussi : Saturne · Anneaux de Saturne
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