Saturne, planète
du Système solaire, située entre Jupiter et Uranus et entourée
d'un système d'anneaux. On sait qu'elle possède au moins dix-huit
satellites.
Exploration
:
Vue de la Terre,
la planète Saturne a l'aspect d'un corps jaunâtre : c'est l'un
des astres les plus lumineux du ciel. Avec une simple lunette,
on observe facilement certains de ses anneaux. À l'aide des
télescopes les plus sensibles, on peut distinguer neuf de ses
satellites, ainsi que de pâles bandes parallèles à l'équateur,
situées dans son atmosphère. L'envoi de trois sondes américaines
dans l'espace a permis de mieux connaître le système de Saturne.
La sonde Pioneer 11 survola Saturne en septembre 1979, suivie
de Voyager 1 en novembre 1980 et de Voyager 2 en août 1981.
Ces sondes étaient dotées de caméras et d'instruments permettant
de mesurer l'intensité et la polarisation des ondes électromagnétiques
dans le domaine du visible, de l'ultraviolet, de l'infrarouge
et des ondes radio. Les sondes étaient également conçues pour
étudier le champ magnétique de Saturne et pour détecter les
particules chargées et les grains de poussière interplanétaire.
Constitution
:
Étant principalement
constituée d'hydrogène, Saturne a une densité moyenne correspondant
au huitième de celle de la Terre. En raison du poids considérable
de l'atmosphère de Saturne, la pression augmente au fur et à
mesure que l'on s'approche de son noyau. L'hydrogène gazeux
se liquéfie, puis devient solide vers 30 000 km de profondeur.
Cet hydrogène métallique se comporte comme un conducteur électrique
et est à l'origine du champ magnétique de la planète, 1 000
fois supérieur à celui de la Terre. Le cœur de Saturne se compose
probablement d'un petit noyau rocheux, dont la température avoisine
les 15 000°C. Comme Jupiter, Saturne est l'objet d'une lente
contraction gravitationnelle, poursuivant son accrétion à partir
de la nébuleuse de gaz et de poussières grâce à laquelle le
système solaire s'est formé il y a plus de quatre milliards
d'années. Cette contraction dégage de la chaleur que Saturne
rayonne dans l'espace, et qui représente trois fois la chaleur
dégagée par le Soleil.
L'atmosphère
de Saturne :
Elle est essentiellement
constituée d'hydrogène (88%) et d'hélium (11%). Le reste est
constitué de traces de méthane, d'ammoniac et d'autres gaz tels
que l'éthane, l'éthylène et la phosphine. Les sondes Voyager
ont révélé que cette atmosphère se compose d'une brume plus
dense que celle de Jupiter, du fait de sa température inférieure,
et dans laquelle circulent des courants tourbillonnaires de
nuages. En analysant le déplacement des orages de Saturne, on
a estimé qu'à l'équateur, la période de rotation de l'atmosphère
de Saturne est d'environ 10 h 11'. La planète tourne sur elle-même
en 10 h 39'25". La différence d'environ 28,5' entre ces deux
périodes de rotation indique que les vents équatoriaux de Saturne
soufflent à des vitesses proches de 1 700 km/h. La magnétosphère
de Saturne Saturne possède un champ magnétique sensiblement
plus faible que celui de Jupiter, et sa magnétosphère est trois
fois moins étendue que la magnétosphère jovienne. La magnétosphère
de Saturne est constituée d'un ensemble de ceintures de rayonnement
en forme de beignet, dans lesquels des électrons et des noyaux
atomiques sont piégés. Ces ceintures s'étendent sur plus de
2 millions de kilomètres à partir du centre de Saturne, et même
au-delà dans la direction opposée au Soleil. Cependant, ces
valeurs varient suivant l'intensité du vent solaire, c'est-à-dire
suivant le flux de particules chargées émises par le Soleil.
Ces particules, ainsi que celles des anneaux et des satellites
de Saturne, sont les particules piégées dans les ceintures de
rayonnement. Lorsque Voyager 1 traversa la magnétosphère de
Saturne en 1980, il mesura les émissions de rayonnement radioélectrique
du champ magnétique, ce qui permit de déterminer la période
de rotation de l'astre, ce dernier étant en rotation synchrone
avec le champ. La magnétosphère interagit avec l'inosphère,
couche la plus élevée de l'atmosphère de Saturne, ce qui déclenche
des émissions de type auroral dans l'ultraviolet. La sonde Voyager
1 a mis en évidence un énorme nuage torique d'hydrogène neutre
autour de l'orbite de Titan, le plus gros satellite de Saturne,
et qui s'étend jusqu'à l'orbite de Rhéa, autre satellite de
la planète. On a également découvert un disque de plasma, composé
d'ions d'hydrogène et peut-être d'ions d'oxygène, situé entre
l'orbite de Thétys, autre satellite de Saturne, et celle de
Titan. Ce plasma est en rotation quasi synchrone avec le champ
magnétique de Saturne.
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Le
système d'anneaux :
Ces anneaux furent
découverts en 1610 par Galilée, à l'aide de l'une des premières
lunettes astronomiques. Mais c'est l'astronome néerlandais Christiaan
Huygens qui, en 1656, comprit le premier que les anneaux étaient
séparés du corps de la planète. Les anneaux sont désignés par
une lettre de l'alphabet dans l'ordre chronologique de leur
découverte. Ainsi, en s'éloignant de la planète, on rencontre
dans l'ordre les anneaux D, C, B, A, F, G, et E. On sait aujourd'hui
qu'ils comprennent plus de 100 000 petits anneaux distincts.
Dans une lunette, on peut facilement observer les anneaux A
et B. L'anneau C est visible dans certaines conditions. S'étendant
jusqu'à plus de 300 000 km de la planète, ces anneaux se composent
apparemment d'agrégats de roches, de gaz solidifiés et de glace.
Ces agrégats sont de diamètres très variés, allant de 0,0005
cm à environ 10 m. Les anneaux ont une épaisseur n'excédant
pas 1 km. La séparation apparente entre les anneaux A et B est
appelée division de Cassini, du nom de l'astronome français
Jean-Dominique Cassini, qui la découvrit au XVIIe siècle. Les
caméras vidéo de Voyager mirent en évidence cinq nouveaux anneaux
de faible éclat, situés à l'intérieur de la division de Cassini.
Elles ont également révélé que les larges anneaux B et C sont
en fait formés de centaines de petits anneaux de densité variable.
Ces variations de densité sont dues à l'interaction gravitationnelle
des anneaux avec les satellites, qui reste encore mal connue.
L'anneau B semble brillant du côté éclairé par le Soleil!; en
revanche, son côté opposé est très sombre, car assez dense pour
obstruer la majeure partie de la lumière solaire. Les images
de Voyager ont également noté la présence de motifs radiaux
au sein de l'anneau B, en forme de doigts de gant.
Les
satellites :
On a découvert
au moins dix-huit satellites en orbite autour de Saturne. Leurs
diamètres s'échelonnent de 20 à environ 5 000 km. Ils sont formés
en grande partie de structures légères et glacées, identiques
à celles de l'enveloppe externe de la nébuleuse de gaz et de
poussières qui a donné naissance au système solaire. Les cinq
satellites proches de Saturne, Mimas, Encelade, Téthys, Dioné
et Rhéa, présentent une forme globalement sphérique et se composent
principalement de glace. Toutefois, les matières rocheuses pourraient
constituer jusqu'à 40% de la masse de Dioné. Les surfaces de
ces cinq satellites sont criblées de profonds cratères dus à
des impacts de météorites. Mimas présente un cratère d'impact
dont le diamètre représente le tiers de celui du satellite.
Encelade a une surface moins tourmentée que les autres satellites,
comportant de grandes plaines datant de quelques centaines de
millions d'années. On pense qu'Encelade continue à avoir une
activité tectonique, et qu'il fournirait des particules de matières
à l'anneau E, proche de l'orbite du satellite. La surface de
Téthys comporte également un grand cratère, ainsi qu'une vallée
de 100 km de large, s'étendant sur plus de 2 000 km. Dioné et
Rhéa présentent, sur leur surface hautement réfléchissante,
des traînées brillantes, que certains scientifiques considèrent
comme des coulées de glace éjectée des cratères lors des impacts
de météorites. D'autres spécialistes supposent qu'il s'agit
plutôt de glace issue de l'intérieur de l'astre. Plusieurs petits
satellites ont été découverts à l'extérieur de l'anneau A et
à proximité des anneaux F et G. Au-delà de Rhéa se trouve Titan,
le plus gros satellite de Saturne. Son diamètre, de plus de
5 000 km, est supérieur à celui de la planète Mercure.
Titan est entouré
d'une brume épaisse de couleur orangée, qui masque sa surface.
Son atmosphère, d'environ 300 km d'épaisseur, se compose principalement
d'azote, auquel s'ajoutent des traces de méthane, d'éthane,
d'acétylène, d'éthylène, d'acide cyanhydrique, d'oxyde de carbone
et de dioxyde de carbone. La surface du satellite est à une
température avoisinant -182°C, et pourrait être couverte de
méthane ou d'éthane. L'intérieur de Titan doit être constitué
de roches et de glace. Le satellite ne présenterait aucun champ
magnétique. L'hémisphère austral est légèrement plus brillant
que l'hémisphère boréal, dont le seul détail visible est un
anneau sombre. Les satellites lointains Hypérion et Japet se
composent essentiellement de glace. Japet présente une région
très sombre qui contraste avec la majeure partie de sa surface,
très brillante. Ces variations d'éclat avaient déjà été remarquées
par Cassini en 1671. Phœbé, le satellite le plus éloigné, se
déplace sur une orbite rétrograde, fortement inclinée sur le
plan équatorial de Saturne. Ce satellite serait un astéroïde
capturé par le champ gravitationnel de Saturne.
