Saturne
Saturne est surtout connu pour ses magnifiques anneaux visibles avec un simple télescope amateur. En taille, c'est la deuxième planète du système solaire. Avec ses 568 1024 kg elle pèse 95 fois plus que la Terre. Saturne est très peu dense : 0,687 g/cm3, moins que l'eau ! Saturne est une planète géante : 58 232 km de rayon, soit neuf fois le rayon de la Terre ! Le tableau qui suit résume les principales caractéristiques de Saturne.
Saturne se serait formé après Jupiter au-delà de la ligne des glaces. La protoplanète a ainsi pu accréter rapidement de la roche et de la glace pour atteindre rapidement une taille respectable (près de 10 fois la masse de la Terre). Cette masse lui a permis d'attirer une énorme quantité d'hydrogène et d'hélium présents dans le disque protoplanétaire, ce qui en fait une planète gazeuse de densité très modérée.
Remarque : La capacité d'une planète à retenir les atomes et les molécules des gaz les plus légers (hydrogène, hélium) dépend de la vitesse de libération à la surface de cette planète et de l'énergie thermique des molécules :
m étant la masse d'une molécule. Si la vitesse vT est supérieure à vL, ces molécules ne peuvent pas être retenues par la planète.
Tout comme Jupiter, Saturne a été freiné par le disque protoplanétaire et a migré vers l'intérieur de ce disque. Lorsque Saturne est entré en résonance gravitationnelle 3:2 avec Jupiter, le sort des deux planètes s'est trouvé lié. Or, l'interaction de Saturne et de Jupiter avec le disque protoplanétaire n'est pas identique. Il en a résulté un couple différentiel sur le système Jupiter-Saturne qui a conduit les deux planètes à rebrousser chemin pour aller occuper, après quelques centaines de millions d'années, la position qu'on leur conna ît aujourd'hui (scenario du grand Tack).
La composition de Saturne a été étudiée en détail par la mission Cassini-Huygens. Elle est proche de celle de Jupiter. Saturne serait composé :
- d'un noyau rocheux (fer, silicate) de 5 à 6000 km de rayon. La pression au sein de ce noyau serait supérieure à 30 millions de bars et la température de 10000 K.
- D'une couche de glace et de roche de la même épaisseur,
- d'un océan d'hydrogène métallique (jusqu'à 30000 km par rapport au centre),
- d'hydrogène moléculaire liquide et d'hélium au-delà,
- d'une épaisse atmosphère gazeuse composée à 75% d'hydrogène, 24% d'hélium, de méthane, d'eau, d'ammoniac et d'autres éléments en quantité moindre (carbone, oxygène, sulfure d'hydrogène...).
La transition entre ces couches est progressive : il n'y a pas de surface de séparation bien définie. On suppose que la transition entre hydrogène liquide et hydrogène métallique (un état de l'hydrogène dans lequel les électrons forment un gaz délocalisé comme c'est le cas dans un métal) se produit lorsque la pression dépasse 1,5 millions de bar et la température 3 à 5000 K. L'existence de cette masse énorme d'hydrogène métallique explique le champ magnétique de Saturne. Ce champ est relativement modéré si on le compare à celui de Jupiter. Il est de 0,2 Gauss, ce qui est plus faible que le champ magnétique terrestre.
Une atmosphère très turbulente
Tout comme Jupiter, l'atmosphère de Saturne est caractérisée par différentes couches. La couche extérieure est chargée de nuages de cristaux d'ammoniac. La pression au sein de cette couche varie entre 0,5 et 2 bars et la température est inférieure à 150 K. Plus bas, des nuages d'hydrogénosulfure d'ammonium prennent progressivement la place des nuages d'ammoniac. La pression grimpe jusqu'à 5 ou 6 bars. Des nuages de cristaux de glace d'eau sont présents lorsque la pression se situe entre 3 et 10 bars et lorsque la température est inférieure à 270 K. Dans les basses couches de l'atmosphère, l'ammoniac est présente sous forme de gouttes en solution aqueuse.
Saturne est, comme Jupiter, le théâtre de phénomènes atmosphériques très actifs. Des bandes sont visibles à la surface de Saturne et la sonde Cassini a permis d'imager des ouragans d'une violence extrême, avec des vents de plus de 1800 km/h ! Un ouragan de plus de 8000 km de diamètre stationne au pôle sud depuis des années. Au pôle nord, une curieuse formation hexagonale de plus de 13000 km de large tourne sur elle-même en un peu plus de 10 heures. Son origine est inconnue. Des orages très violents, de plusieurs milliers de km de diamètre et se prolongeant pendant des mois, ont également été détectés.
Saturne est célèbre pour ses anneaux. Ils ont été découverts en 1610 par Galilée. Saturne n'est pas la seule planète à posséder des anneaux : Jupiter, Uranus et Neptune ont aussi les leurs mais seuls ceux de Saturne sont visibles depuis la Terre avec des instruments d'optique simples (jumelles, lunette ou télescope amateur). Ils sont composés à 95% de glace d'eau et de poussières micrométriques. Les différents anneaux occupent un disque de 260 000 km de diamètre. Ils sont répertoriés par une lettre qui va de A à D. D'autres anneaux ont été identifiés au-delà mais ils sont beaucoup moins denses.
La formation de ces anneaux serait récente à l'échelle cosmologique : quelques centaines de millions d'années. La présence de satellites entre les anneaux rend ceux-ci dynamiques : ils sont parcourus par des ondes de gravités.
Les satellites
Saturne possède aussi de nombreux satellites, plus de 100 ! Seuls huit d'entre eux ont une masse suffisante pour avoir une masse sphéroïdale : Mimas, Encelade, Thétys, Dioné, Rhéa, Titan, Hyperion et Japet.
Titan est, de loin, le plus gros satellite de Saturne. C'est même la plus grosse Lune du système solaire. Sa taille dépasse celle de Mercure (4880 km de diamètre) mais sa densité est moindre : 1,88 g/cm3 contre plus de 5,4 g/cm3 pour Mercure. Thétis, Dioné, Rhéa et Japet sont de la classe 1000-1500 km de diamètre (à comparer à 3472 km pour la Lune). Mimas, Encelade et Hypérion font tous trois moins de 500 km de diamètre.
Mimas et Téthys sont en résonance 1:2. Idem pour Encelade et Dioné. Titan et Hypérion sont en résonance 3:4.
Le plus petit des satellites sphéroïdaux de Saturne et le plus proche de la planète, Mimas est surtout remarquable par l'énorme cratère de 130 km de diamètre qui le caractérise. On a donné à ce cratère dont les falaises font 5 km de hauteur le nom d'Herschel, le découvreur de Mimas.
La densité de Mimas est de 1,17 g/cm3, à peine plus que l'eau. Mimas est en rotation synchrone autour de Saturne. La différence de température entre les deux faces est cependant modérée (une quinzaine de degrés). La température moyenne est de 85 K. La composition et la structure de Mimas sont inconnues.
Encelade (découvert par William Herschel) est entièrement recouverte de glace et de neige. C'est la neige qui donne à cette Lune très particulière de Saturne ses reflets bleutés. Il neige sur Encelade ? Comment cela est-il possible ?
Encelade est sujet à un cryovolcanisme actif. Ce cryovlacanisme serait entretenu par les forces de marées ainsi que par la chaleur dégagée par la radioactivité naturelle. Il se traduit par de nombreux geysers qui ont été mis en évidence par le télescope spatial Hubble et la sonde Cassini. Ces geysers permettent d'entretenir une atmosphère composée à pus de 60% de vapeur d'eau autour d'Encelade malgré sa très faible gravité. C'est cette vapeur d'eau qui retombe sous forme de neige depuis des centaines de millions d'années. Les forces de marées à l'Å“uvre sur Encelade sont également à l'origine d'une tectonique qui balafre la surface avec de longues failles (appelées rayures de tigre).
La densité d'Encelade est de 1,6 g/cm3. Encelade comporterait un noyau rocheux (silicates) entouré par un océan liquide de plusieurs dizaines de km de profondeur recouvert d'une couche de glace. C'est l'observation des librations (oscillations lentes d'un satellite lors de sa rotation autour d'une planète) d'Encelade qui a conduit les planétologues à cette conclusion.
Thétys a été découvert par Jean Dominique Cassini à la fin du XVIIème siècle. C'est une Lune glacée dont la densité est très voisine de celle de l'eau (0,99 g/cm3). Tout porte à croire que Thétys est composé en majorité d'eau. La surface de cette Lune de Saturne est très cratérisée. Le cratère Odyssée fait 400 km de diamètre !
Découverte également par Cassini, Dioné pourrait passer pour la soeur jumelle de Thétys si sa densité n'était pas 50% plus élevée. Les planétologues supposent donc que Dioné comporte un noyau rocheux (silicates) entouré d'un manteau glacé.
Rhéa (également découverte par Cassini) a une densité à mi-chemin entre Thétys et Dioné : 1,22 g/cm3. Les planétologues supposent que Rhéa est composée à 25% de roches (silicates) et à 75% de glace d'eau. L'analyse du comportement dynamique de Rhéa laisse penser qu'il n'y a pas de noyau à proprement parler dans Rhéa et que l'eau et les roches sont à l'équilibre hydrostatique.
La température au Soleil est de 100 K et la température à l'ombre de 50 K.
C'est la plus grosse Lune du système solaire. Elle excite beaucoup la curiosité des scientifiques. C'est en effet la seule Lune du système solaire à posséder une atmosphère digne de ce nom : 146,7 kPa, c'est-à-dire 1,45 fois la pression atmosphérique sur Terre. Pas d'emballement : l'atmosphère de Titan est constituée principalement d'azote moléculaire (N2) et dans une moindre mesure de méthane (CH4) et d'éthane (C2H6). Titan s'est formé bien au-delà de la ligne des glaces et a pu capter de l'ammoniac (NH3) et du méthane sous forme de glace. L'ammoniac s'est dissocié sous l'action des UV solaires pour donner de l'azote. Le méthane a subsisté. Contrairement à ce qui s'est passé sur Terre, la température n'a pas permis que le méthane soit complètement oxydé en dioxyde de carbone.
La température en surface de Titan est de 94 K. La gravité est de 1,35 m/s2 (0,14 g). La composition de Titan est proche de celle de Ganymède et Callisto, les deux plus grosses Lunes de Jupiter. Cela veut dire que Titan est composé pour moitié de glace d'eau et pour moitié de roches (silicates et fer). La mission spatiale Cassini-Huygens a permis d'analyser plus précisément la composition de Titan. Selon les planétologues qui ont travaillé sur les résultats des mesures, Titan serait différencié. Il serait constitué d'un noyau rocheux (environ 3400 km de diamètre) entouré par un manteau de glace sous haute pression, lui-même entouré par un océan d'eau liquide et d'ammoniac.
L'atterrisseur Huygens largué par la sonde Cassini a livré de précieuses informations sur la composition du sol et de l'atmosphère de Titan. La croûte qui enrobe le satellite est composée de glace (eau et hydrocarbures) mêlée de roches. La mission Cassini-Huygens a confirmé la présence de lacs d'hydrocarbure à l'état liquide (méthane et éthane). Titan conna ît un cryovolcanisme actif (éjection sous forme liquide d'eau et d'ammoniac). Les images radar prises par Cassini font appara ître des dunes et des montagnes mais peu de cratères.
L'atmosphère est épaisse (plus de 200 km) et opaque à la lumière visible. Elle est principalement constituée de diazote (plus de 98%), mais ce qui donne à l'atmosphère de Titan sa couleur orangée, ce sont les hydrocarbures (méthane, éthane, propane, acétylène...) qui forment un brouillard dans la haute atmosphère. La présence de brouillard et de nuages d'hydrocarbure entretient un régime de précipitation (méthane liquide : il n'y a pas pratiquement pas d'eau dans l'atmosphère de Titan).
De l'azote, du CH4, la présence d'un milieu liquide... Serait-il possible que Titan recèle la présence de molécules prébiotiques ? La question est posée et les planétologues en débattent. Si des molécules prébiotiques ont pu se développer, il est peu probable que le processus ait pu aller beaucoup plus loin. Le méthane liquide est un piètre solvant et sa température induit des réactions trop lentes pour permettre un métabolisme efficace.
Hyperion a été découvert par William Bond en 1848. C'est plus une patatoïde qu'un sphéroïde. Dans sa plus grande dimension, Hyperion fait 370 km et, dans sa plus petite, 226 km. Son diamètre équivalent (diamètre d'une sphère de même densité) est de 266 km. La masse d'Hyperion n'est pas connue précisément. Sa densité semble voisine de celle de l'eau. L'aspect d'Hyperion est très étonnant, sa surface para ît fragile.
Japet (découvert par Cassini) est le troisième satellite en taille et en masse de Saturne. A 3,5 millions de km, il est de loin le plus éloigné. Il a un aspect très particulier. D'une part il a une sorte de bouée autour de son équateur, une crète qui s'élève par endroit à plus de 20 km de hauteur. D'autre part, l'un de ses hémisphères est brillant et l'autre très sombre (Japet est en rotation synchrone autour de Saturne). La densité de Japet est très proche de celle de l'eau (1,08 g/cm3). Japet est donc composé principalement d'eau avec une faible proportion de roches.
... et bien d'autres satellites
La liste des satellites de Saturne est longue. Il s'agit bien souvent de gros cailloux, à l'image de Phoebe, un satellite à peine plus petit qu'Hyperion mais un peu plus dense. Il s'agirait en l'occurrence d'un astéroïde capturé par Saturne.
Observer Saturne est à la portée de tout astronome amateur. Avec un télescope de 8 pouces et un grossissement convenable, il est possible de voir les anneaux. L'inclinaison de l'axe des pôles de Saturne étant proche de 30 degrés, la perspective change tout au long de l'année. Encore faut-il que la planète soit visible dans de bonnes conditions.
Les meilleures conditions sont obtenues lorsque Saturne est en opposition. Ça arrive tous les 378,72 jours (période synodique de Saturne). Problème : Saturne est toujours très proche du plan de l'écliptique. Si l'opposition a lieu aux alentours du solstice d'été, cela veut dire que Saturne ne montera pas bien haut dans le ciel...
Nota : la plupart des photos présentées dans ce post ont été prises par Cassini. La masse des satellites a été calculée grâce aux mesures de déviation de trajectoire de la sonde lors de son passage à proximité desdits satellites.
