La planète Saturne.

Saturne est la sixième planète du Système solaire par ordre d’éloignement au Soleil, et la deuxième plus grande par la taille et la masse après Jupiter, qui est comme elle une planète géante gazeuse. Son rayon moyen de 58 232 km est environ neuf fois et demi celui de la Terre et sa masse de 568,46 × 1024 kg est 95 fois plus grande. Orbitant en moyenne à environ 1,4 milliard de kilomètres du Soleil (9,5 unités astronomiques), sa période de révolution vaut un peu moins de 30 années tandis que sa période de rotation est estimée à 10 h 33 min.

La caractéristique la plus célèbre de la planète est son système d’anneaux proéminent. Composés principalement de particules de glace et de poussières, ils sont observés pour la première fois en 1610 par Galilée et se seraient formés il y a moins de 100 millions d’années. Saturne est la planète possédant le plus grand nombre de satellites naturels avec 82 confirmés et des centaines de satellites mineurs dans son cortège. Sa plus grande lune, Titan, est la deuxième plus grande du Système solaire (derrière Ganymède, lune de Jupiter, toutes deux avec un diamètre plus grand que celui de Mercure) et c’est la seule lune connue à posséder une atmosphère substantielle. Une autre lune remarquable, Encelade, émet de puissants geysers de glace et serait un habitat potentiel pour la vie microbienne.

L’intérieur de Saturne est très probablement composé d’un noyau rocheux de silicates et de fer entouré de couches constituées en volume à 96 % d’hydrogène qui est successivement métallique puis liquide puis gazeux, mêlé à de l’hélium. Ainsi, elle ne possède pas de surface solide et est la planète ayant la densité moyenne la plus faible avec 0,69 g/cm3 — soit 70 % de celle de l’eau. Un courant électrique dans la couche d’hydrogène métallique donne naissance à sa magnétosphère, la deuxième plus grande du Système solaire mais beaucoup plus petite que celle de Jupiter. L’atmosphère de Saturne est généralement terne et manque de contraste, bien que des caractéristiques de longue durée puissent apparaître comme un hexagone à son pôle nord. Les vents sur Saturne peuvent atteindre une vitesse de 1 800 km/h, soit les deuxièmes plus rapides du Système solaire après ceux de Neptune. Elle a été explorée par quatre sondes spatiales : Pioneer 11, Voyager 1 et 2 puis Cassini-Huygens (du nom de deux astronomes ayant grandement fait avancer les connaissances sur le système saturnien au XVIIe siècle).

Observable à l’œil nu dans le ciel nocturne grâce à sa magnitude apparente moyenne de 0,46 — bien qu’ayant un éclat plus faible que celui des autres planètes —, elle est connue depuis la Préhistoire et a ainsi longtemps été la planète la plus éloignée du Soleil connue. Aussi, son observation a inspiré des mythes et elle porte le nom du dieu romain de l’agriculture Saturne (Cronos dans la mythologie grecque), son symbole astronomique ♄ représentant la faucille du dieu.


Saturne a la forme d’un ellipsoïde de révolution : la planète est aplatie aux pôles et renflée à l’équateur, conséquence de sa rapide rotation sur elle-même et d’une composition interne extrêmement fluide. Par convention, la surface de la planète est définie comme l’endroit où la pression atmosphérique est égale à 1 bar (100 000 Pa) et est utilisée comme point de référence pour les altitudes. Ses rayons équatoriaux et polaires diffèrent de près de 10 % avec 60 268 km contre 54 364 km, ce qui donne un rayon moyen volumétrique de 58 232 km — 9,5 fois plus grand que le rayon terrestre. Cela revient un aplatissement de 0,098, le plus grand des planètes géantes — et des planètes du Système solaire en général.

Saturne est la deuxième planète la plus massive du Système solaire, d’une masse 3,3 fois moindre que Jupiter, mais 5,5 fois supérieure à celle de Neptune et 6,5 fois supérieure à celle d’Uranus6. Jupiter et Saturne représentant respectivement 318 fois et 95 fois la masse terrestre, les deux planètes possèdent 92 % de la masse planétaire totale du Système solaire.

La gravité de la surface le long de l’équateur, 8,96 m/s2, vaut 90 % de celle à la surface de l’équateur terrestre. Cependant, la vitesse de libération à l’équateur est de 35,5 km/s, soit environ trois fois plus que sur Terre.

Saturne est la planète la moins dense du Système solaire avec 0,69 g/cm3, soit environ 70 % de la densité de l’eau. En effet, bien que le noyau de Saturne soit considérablement plus dense que l’eau, la densité moyenne est abaissée raison de son importante atmosphère. Pour illustrer cela, il est parfois évoqué que s’il existait un océan assez grand pour la contenir, elle flotterait. En réalité, il serait évidemment impossible d’avoir une planète avec un océan suffisamment profond — elle serait de l’ordre de grandeur du Soleil et ne serait ainsi pas stable — et la cohésion de Saturne ne serait pas maintenue car elle est gazeuse, son noyau très dense coulerait donc en conséquence.

Saturne est classée comme une géante gazeuse car elle est principalement composée d’hydrogène et d’hélium. Ainsi, les modèles planétaires standards suggèrent que l’intérieur de Saturne est similaire à celui de Jupiter, avec un noyau rocheux entouré d’hydrogène et d’hélium ainsi que de traces de substances volatiles — aussi appelées “glaces”.

Le noyau rocheux serait d’une composition similaire à la Terre, constitué de silicates et de fer, mais plus dense. Il est estimé à partir du champ gravitationnel de la planète et des modèles géophysiques des planètes gazeuses que le noyau doit avoir une masse allant de 9 à 22 fois masses terrestres, atteignant un diamètre d’environ 25 000 km. Celui-ci est entouré d’une couche d’hydrogène métallique liquide plus épaisse, suivie d’une couche liquide d’hydrogène moléculaire et d’hélium qui se transforme progressivement en gaz en fonction de la croissance de l’altitude. La couche la plus externe s’étend sur 1 000 km et se compose de gaz. Aussi, la majeure partie de la masse de Saturne n’est pas en phase de gaz car l’hydrogène devient liquide lorsque la densité est supérieure à 0,01 g/cm3, cette frontière étant atteinte à la surface d’une sphère correspondant à 99,9 % de la masse de Saturne.

Saturne possède une température interne très élevée, atteignant 12 000 K (11 727 °C) en son cœur et irradiant, comme Jupiter, plus d’énergie dans l’espace qu’elle n’en reçoit du Soleil — 1,78 fois environ. L’énergie thermique de Jupiter est générée par le mécanisme de Kelvin-Helmholtz de compression gravitationnelle lente, mais un tel processus à lui seul n’est pas suffisant pour expliquer la production de chaleur de Saturne car elle est moins massive. Un mécanisme alternatif ou supplémentaire serait la génération de chaleur par la « pluie » de gouttelettes d’hélium dans les profondeurs de Saturne. Au fur et à mesure que les gouttelettes descendent à travers l’hydrogène de densité inférieure, le processus libérerait ainsi de la chaleur par frottement et laisserait les couches externes de Saturne appauvries en hélium. Ces gouttelettes descendantes peuvent s’être accumulées dans une coquille d’hélium entourant le noyau. Il est suggéré que des pluies de diamants se produisent à l’intérieur de Saturne, tout comme au sein de Jupiter et des géantes de glace Uranus et Neptune.

Cependant, étant donnée sa distance au Soleil, la température de Saturne descend rapidement jusqu’à atteindre 134 K (−139 °C) à 1 bar puis 84 K (−189 °C) à 0,1 bar, pour une température effective de 95 K (−178 °C).

La haute atmosphère de Saturne est constituée à 96,3 % d’hydrogène et à 3,25 % d’hélium en volume. Cette proportion d’hélium est significativement plus faible que l’abondance de cet élément dans le Soleil. La quantité d’éléments plus lourds que l’hélium (appelée métallicité) n’est pas connue avec précision, mais les proportions sont supposées correspondre aux abondances primordiales issues de la formation du Système solaire ; la masse totale de ces éléments est estimée à 19 à 31 fois celle de la Terre, une fraction significative étant située dans la région du noyau de Saturne. Des traces de méthane CH4, d’éthane C2H6, d’ammoniac NH3, d’acétylène C2H2 et de phosphine PH3 ont également été détectées.

Le rayonnement ultraviolet du Soleil provoque une photolyse du méthane dans la haute atmosphère, conduisant à la production d’hydrocarbures, les produits résultants étant transportés vers le bas par les tourbillons de turbulence et par diffusion. Ce cycle photochimique est modulé par le cycle saisonnier de Saturne.

Les bandes entourant Saturne sont causées par le méthane. Dioné est visible sous les anneaux à droite. De manière similaire à Jupiter, l’atmosphère de Saturne est organisée en bandes parallèles, même si ces bandes sont moins contrastées et plus larges près de l’équateur. Ces bandes sont causées par la présence de méthane dans l’atmosphère planétaire, celles-ci étant plus d’autant plus foncées que la concentration est grande.

Le système nuageux de Saturne n’est observé pour la première fois que lors des missions Voyager dans les années 1980. Depuis, les télescopes terrestres ont progressé et permettent de pouvoir suivre l’évolution de l’atmosphère saturnienne. Ainsi, des caractéristiques courantes sur Jupiter, comme les orages ovales à longue durée de vie, sont retrouvées sur Saturne ; par ailleurs, la nomenclature utilisée pour décrire ces bandes est la même que sur Jupiter. En 1990, le télescope spatial Hubble observe un très grand nuage nuage blanc près de l’équateur de Saturne qui n’était pas présent lors du passage des sondes Voyager, et en 1994 une autre tempête de taille plus modeste est observée.

La composition des nuages de Saturne varie avec la profondeur et la pression croissante. Dans les régions les plus hautes, où les températures évoluent entre 100 K (−173 °C) et 160 K (−113 °C) et la pression entre 0,5 et 2 bars, les nuages se composent de cristaux d’ammoniac. Entre 2,5 et 9 bars se trouve de la glace d’eau H2O à des températures de 185 K (−88 °C) à 270 K (−3 °C)33. Ces nuages s’entremêlent à des nuages de glace d’hydrosulfure d’ammonium NH4SH comprise entre 3 et 6 bars, avec des températures de 190 K (−83 °C) à 235 K (−38 °C). Enfin, les couches inférieures, où les pressions sont comprises entre 10 et 20 bars et les températures de 270 K (−3 °C) à 330 K (57 °C), contiennent une région de gouttelettes d’eau avec de l’ammoniaque (ammoniac en solution aqueuse).

Dans les images transmises en 2007 par la sonde Cassini, l’atmosphère de l’hémisphère nord apparaît bleue, de façon similaire à celle d’Uranus35. Cette couleur est probablement causée par diffusion Rayleigh.

Les vents de Saturne sont les deuxièmes plus rapides parmi les planètes du Système solaire, après ceux de Neptune. Les données de Voyager indiquent des vents d’est allant jusqu’à 500 m/s (1 800 km/h).

La tempête observée en 1990 est un exemple de Grande tache blanche, un phénomène unique mais de courte durée se produisant une fois par année saturnienne, soit toutes les 30 années terrestres, à l’époque du solstice d’été de l’hémisphère nord. De grandes taches blanches sont précédemment observées en 1876, 1903, 1933 et 1960. La dernière Grande tache blanche est observée par Cassini en 2010 et 2011. Lâchant de larges quantité d’eau de façon périodique, ces tempêtes indiquent que la basse atmosphère saturnienne contiendraient plus d’eau que celle de Jupiter.

Un système ondulatoire hexagonal persistant autour du vortex polaire nord vers une latitude d’environ +78° — appelé hexagone de Saturne — est noté pour la première fois grâce aux images de Voyager. Les côtés de l’hexagone mesurent chacun environ 13 800 km de long, soit plus du diamètre de la Terre. La structure entière tourne avec une période d’un peu plus de 10 h 39 min 24 s, ce qui correspond à la période des émissions radio de la planète et est supposé être la période de rotation de l’intérieur de Saturne. Ce système ne se décale pas en longitude comme les autres structures nuageuses de l’atmosphère visible. L’origine du motif n’est pas certaine mais la plupart des scientifiques pensent qu’il s’agit d’un ensemble d’ondes stationnaires dans l’atmosphère. En effet, des formes polygonales similaires ont été reproduites en laboratoire par rotation différentielle de fluides.

Au pôle sud, les images prises par le télescope spatial Hubble indiquent de 1997 à 2002 la présence d’un courant-jet, mais pas d’un vortex polaire ou d’un système hexagonal analogue. Cependant, la NASA signale en novembre 2006 que Cassini avait observé une tempête analogue à un cyclone, stationnant au pôle sud et possédant un œil clairement défini. Il s’agit du seul œil jamais observé sur une autre planète que la Terre ; par exemple, les images de la sonde spatiale Galileo ne montrent pas d’œil dans la Grande Tache rouge de Jupiter. Aussi, la thermographie révèle que ce vortex polaire est chaud, le seul exemple connu d’un tel phénomène dans le Système solaire. Alors que la température effective sur Saturne est de 95 K (−178 °C), les températures sur le vortex atteignent jusqu’à 151 K (−122 °C), faisant de lui probablement le point le plus chaud de Saturne. Celui-ci ferait près de près de 8 000 km de large, une taille comparable à celle de la Terre, et connaîtrait des vents de 550 km/h. Il pourrait être vieux de plusieurs milliards d’années.

De 2004 à 2009, la sonde Cassini observe la formation, le développement et la fin de violents orages, dont la tempête du Dragon ou encore des lacunes dans la structure nuageuse formant des « chaînes de perles ». Les orages de Saturne sont particulièrement longs ; par exemple, un orage s’est étalé de novembre 2007 à juillet 2008. De même, un très violent orage débute en janvier 2009 et dure plus de huit mois. Ce sont les plus longs 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.

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Sources : Wikipédia, YouTube.

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