Saturne est, après Jupiter, la dernière planète assez brillante pour être visible à l’œil nu. Son éclat est jaunâtre. Saturne est l'un des astres les plus brillants du ciel, sans jamais atteindre toutefois l'éclat de Jupiter; il peut néanmoins atteindre celui de l'étoile Véga de la Lyre qui culmine au-dessus de nos têtes les soirs d'été.
Comme elle est encore plus loin du Soleil que Jupiter (elle fait un tour autour du Soleil en 29 ans et 6 mois), son mouvement apparent est encore plus lent et est essentiellement, comme pour Jupiter, le reflet de la rotation de la Terre autour du Soleil.
Le mouvement apparent de Saturne dans le ciel se répète tous les 378 jours, c'est dire que, d'une année à l'autre, on ne la voit guère se déplacer sur le fond étoilé: elle se sera seulement décalée vers l'est d'environ 13 degrés. Ainsi, Saturne peut rester pratiquement toute une année dans la même constellation.
Saturne est surtout connue pour son anneau mais il n'est visible qu'avec une petite lunette ou un télescope.
Saturne avec ses satellites Tethys et Dione
De quoi est fait l'anneau de Saturne ?
Avant même d'avoir photographié l'anneau de Saturne de près avec les sondes Voyager, on savait qu'il devait être très mince. Le premier des arguments qui étayaient cette théorie était que, avec les télescopes braqués depuis la Terre, on apercevait la planète au travers des anneaux; anneaux au pluriel car on en avait distingué deux, séparés par une zone apparemment vide appelée division de Cassini (du nom de l'astronome qui l'a découverte au XVIIe siècle). Par la suite, on a distingué avec les télescopes jusqu'à cinq anneaux imbriqués les uns dans les autres, mais l'on sait maintenant qu'il y en a des milliers.
Le second argument en faveur de la minceur venait de l'observation des anneaux vus par la tranche. Saturne ayant, comme la Terre, son axe de rotation légèrement basculé par rapport à son plan orbital, elle nous présente ses anneaux sous un angle qui varie au cours de son mouvement orbital. Pendant qu'elle fait un tour du Soleil en 29 ans et 6 mois, on voit les anneaux par la tranche à deux reprises, c'est-à-dire à peu près tous les 15 ans. A ce moment-là, on peut donc juger de leur épaisseur qui avait ainsi été estimée à environ 1 km.
Les observations des sondes Voyager ont bien confirmé que les anneaux ne sont pas plus épais que cela.
On est même arrivé à une estimation d'environ 100 m d'épaisseur. Pour donner une idée de cette finesse, si on faisait un modèle réduit des anneaux de Saturne avec l'épaisseur d'un disque microsillon, le diamètre du disque en question serait d'une dizaine de kilomètres.
Quant à la nature même des anneaux, il était clair qu'il ne pouvait s'agir d'un seul anneau rigide. En effet, les lois de la mécanique céleste montrent qu'un satellite tourne d'autant plus vite autour d'une planète qu'il en est plus proche; ainsi, l'intérieur de l'anneau ferait le tour de la planète en 5 h alors que l'extérieur mettrait 15 h. On conçoit que, dans ces conditions, un anneau rigide se fragmenterait rapidement.
Les anneaux sont, en réalité, constitués de milliards de cailloux et de poussières de toutes tailles, depuis le micromètre pour les plus petits jusqu'à quelques mètres pour les plus gros; ces cailloux sont recouverts d'une pellicule de glace (on est loin du Soleil et il fait très froid au niveau de Saturne). Cette composition, déduite d'observations depuis la Terre, a été confirmée par les sondes Voyager.
Les anneaux de Saturne vus de coté
De plus, ces sondes ont montré que les anneaux étaient des milliers imbriqués les uns dans les autres, la multitude de " sillons " qui apparaît sur ce gigantesque disque étant d'ailleurs difficile à expliquer. Les sillons les plus gros, comme la fameuse division de Cassini, s'expliquent assez bien par l'interaction avec les satellites de Saturne qui naviguent à l'extérieur des anneaux et qui, par action perturbatrice purement gravitationnelle, empêchent les petits cailloux des anneaux d'occuper certaines orbites. Cela crée donc des vides (tout relatifs d'ailleurs) dans le système d'anneaux. Pour certains sillons plus fins et inexplicables par ce type d'interaction, peut-être doit-on tout simplement invoquer le " ratissage " local par un caillou plus gros que les autres.
En tout cas, pour éviter tout risque de collision, les responsables des missions Voyager ont préféré faire passer les sondes assez loin des anneaux. Cela n'a pas permis de distinguer des cailloux individuels au niveau des anneaux comme on avait espéré le faire un moment en faisant passer l'une des sondes Voyager au travers de la division de Cassini, mais le choix a été bon car on s'est aperçu par la suite que cette division n'était pas aussi vide qu'on le pensait et la sonde aurait souffert de cette traversée car, à une vitesse de 15 km/s, (54 000 km/h), le moindre caillou eut été fatal.
Les satellites de Saturne
Aujourd'hui (01/01), on dénombre 24 de satellites. Dans l'ensemble, ils sont relativement petits, sauf Titan qui est presque aussi gros que Mars et dont on savait, par les observations faites depuis la Terre, qu'il possédait une atmosphère épaisse. Malheureusement, les sondes Voyager n'ont rien vu d'autre qu'une lourde chape nuageuse continue ne permettant de distinguer aucun détail au sol. Quant aux autres satellites, il s'agit de corps glacés, pour la plupart criblés de cratères.
Les anneaux qui auréolent Saturne lui confèrent une apparence unique dans le système solaire. Cependant, la planète proprement dite présente de grandes similitudes avec Jupiter. Ses dimensions sont presque les mêmes : son rayon équatorial - 60 268 kilomètres - est égal à 9,45 rayons terrestres, au lieu de 11,21 pour Jupiter. Sa masse est de l’ordre de 95 fois celle de la Terre, au lieu de 318 dans le cas de Jupiter. Sa densité moyenne est ainsi de 0,7; en d’autres termes, plongée dans une piscine imaginaire remplie d’eau, Saturne flotterait à la surface comme un ballon. Cela suggère que Saturne est, à l’instar de Jupiter, formée des éléments constitutifs de la nébuleuse solaire primitive, c’est-à-dire surtout d’hydrogène et d’hélium. On verra cependant que ces deux composants ne demeurent pas uniformément mélangés à l’intérieur de la planète, et que la structure interne de Saturne est qualitativement différente de celle de Jupiter. Il n’en demeure pas moins que Saturne est, comme Jupiter, essentiellement une énorme boule de gaz comprimé sous son propre poids, et que ce que nous en voyons est constitué de nuages composés d’éléments mineurs qui se condensent aux faibles températures existant à la périphérie de cet astre.
Comme Jupiter, Saturne tourne très vite puisque sa période de rotation interne est de 10 heures 40 minutes. Elle présente un fort aplatissement, plus grand que celui de Jupiter : son rayon équatorial est supérieur de 10,8 p. 100 à son rayon polaire, tandis que celui de Jupiter est supérieur de 6,5 p. 100 au rayon polaire.
Saturne possède également une source d’énergie interne, c’est-à-dire qu’elle émet plus d’énergie (sous forme de rayonnement) qu’elle n’en absorbe en provenance du Soleil. L’origine de cette source interne est cependant différente de celle de Jupiter.
Les sondes Pioneer-11 et Voyager-1 et -2 ont apporté une moisson d’informations sur la composition, la structure thermique et la dynamique de l’atmosphère extérieure de Saturne. Combinés avec les observations effectuées depuis la Terre, au sol, à bord d’avions ou par le télescope spatial Hubble, ces résultats permettent de décrire la planète de façon relativement détaillée.
Prenons la fiction d’un observateur venant de l’espace interplanétaire et se dirigeant vers le centre de la planète ; que découvrirait-il ?
Un « nuage » d’hydrogène atomique et peut-être d’hydrogène moléculaire, en forme de tore centré sur Saturne, entoure la planète. Le tore est situé dans le plan équatorial et s’étend entre 8 et 25 rayons saturniens (soit de 480 000 à 1,5 million de kilomètres) et a une épaisseur d’environ 14 rayons saturniens (840 000 km). On pense que ce nuage, dont la densité est de l’ordre de 20 atomes par centimètre cube, provient d’hydrogène échappé de l’atmosphère de Titan puis attiré autour de Saturne par l’attraction gravitationnelle de cette planète. Il est possible que le tore contienne aussi de l’hydrogène moléculaire avec peut-être même une densité plus élevée que celle de l’hydrogène atomique.
L’exosphère, c’est-à-dire l’atmosphère extérieure de Saturne située au-dessus de la zone où les divers constituants gazeux demeurent uniformément mélangés sous l’effet de la turbulence, est à une température de 400 kelvins environ. La densité de l’hydrogène moléculaire croît rapidement au-dessous de 61 400 kilomètres d’altitude, comptée à partir du centre de la planète, c’est-à-dire à environ 1 300 kilomètres au-dessus du niveau de pression 1 atmosphère. Du méthane est probablement présent également dans cette zone.
L’homopause, c’est-à-dire la région au-dessous de laquelle les composants non condensables ou non dissociés par le rayonnement sont uniformément mélangés, se trouve à environ 200 kelvins et à 1 150 kilomètres au-dessus du niveau 1 atmosphère. En dessous de l’homopause, les proportions relatives des deux composants majeurs, l’hélium et l’hydrogène, sont respectivement de 7 p. 100 en volume (14 p. 100 en masse) et de 93 p. 100. Dans Jupiter, les proportions de ces mêmes éléments sont 10 et 90 p. 100. Sont aussi présents dans la stratosphère, c’est-à-dire entre l’homopause et la tropopause située au niveau 0,1 atmosphère, outre le méthane dans une proportion de 1 à 2 millièmes, divers produits de la dissociation du méthane sous l’action du rayonnement ultraviolet solaire : l’acétylène (C2H2), l’éthane (C2H6) et probablement le propane (C3H8) et le méthylacétylène (C3H4). Ces éléments sont en très petite quantité. D’autres molécules plus complexes pourraient aussi avoir été formées. Par ailleurs, la phosphine (PH3) a été détectée, dans une proportion de quelques parties par million, jusqu’au niveau 5 à 10 hectopascals (0,005 à 0,01 atmosphère). Les hydrocarbures formés dans la stratosphère ne devraient pas être présents dans la troposphère, au contraire de la phosphine, qui provient de l’intérieur de la planète.
La température décroît jusqu’à la tropopause, où elle n’est plus que de 85 kelvins, puis recroît continûment à mesure que l’on s’enfonce dans l’intérieur de la planète. L’ammoniac, qui se condense à des températures plus basses que 145 kelvins, se trouve, dans des proportions de quelques dix-millièmes, au-dessous du niveau 1 atmosphère. C’est probablement aussi au-dessous de ce niveau que devraient se situer les nuages colorés que l’on observe. Les informations sur la température des couches troposphériques plus profondes découlent du fait que le rayonnement radioélectrique émis par Saturne provient de ces couches. À 21 centimètres de longueur d’onde, l’émission provient du niveau 10-20 atmosphères, où la température est de l’ordre de 230 kelvins.
Aux plus grandes profondeurs, la structure de Saturne, comme celle de Jupiter, ne peut être déduite que de modèles théoriques qui sont soumis aux contraintes de trois types d’information :
Il s’agit tout d’abord de la valeur du rapport hydrogène-hélium dans l’atmosphère extérieure, ensuite de l’intensité de la source interne d’énergie, enfin de l’écart à la symétrie du champ gravitationnel rayonné par la planète autour d’elle. Ces trois quantités ont été mesurées avec précision par les sondes Voyager.
La mesure du champ gravitationnel donne des informations sur la répartition des masses à l’intérieur de la planète. On en déduit que Saturne doit posséder un noyau dense, solide, composé principalement de silicates et de métaux, et peut-être de glaces d’eau, d’ammoniac et de méthane. Cependant, ce noyau doit être de faible dimension (15 000 km de rayon environ) et sa masse ne devrait pas excéder 10 à 20 masses terrestres.
La source interne d’énergie est 1,76 fois plus intense que le rayonnement solaire absorbé par la planète. Une première hypothèse considère que cette énergie est un résidu de la chaleur emmagasinée par la planète au moment de sa formation. Fonctionnant comme un radiateur initialement chauffé qui se refroidit peu à peu, Saturne émettrait un flux d’énergie du centre vers l’extérieur de la planète qui, convertie en énergie radiative, serait responsable de l’émission planétaire observée. Cependant, les modèles d’évolution indiquent que, compte tenu de sa masse plus petite que celle de Jupiter, Saturne devrait avoir perdu sa chaleur initiale depuis quelque deux milliards d’années. Une autre hypothèse, plus plausible, est la suivante : à deux ou trois millions d’atmosphères, l’hydrogène change de nature et devient monoatomique tandis que sa densité et sa conductivité augmentent brutalement. Il est devenu de l’hydrogène métallique.
Or, si la température dans la région considérée est suffisamment basse, les calculs de thermodynamique indiquent que l’hélium n’est plus soluble dans l’hydrogène métallique ; des gouttes d’hélium liquide se forment et émigrent vers le centre de la planète, libérant ainsi de l’énergie gravitationnelle. Si ce processus, qui rend effectivement compte de l’énergie interne observée dans le cas de Saturne, est vrai, on doit observer moins d’hélium dans la couche atmosphérique externe de Saturne que dans celle de Jupiter. C’est précisément le résultat auquel les mesures des sondes Voyager ont abouti : nous l’avons déjà vu, l’abondance de l’hélium dans la troposphère de Saturne n’est que de 7 p. 100 en volume alors qu’elle est de 10 p. 100 dans celle de Jupiter. Par ailleurs, la température de Jupiter étant plus élevée dans la zone considérée, le mélange se trouve au-dessus du seuil de non-miscibilité et le processus de formation de gouttes d’hélium ne s’est pas encore déclenché. Il aura lieu quand Jupiter se sera suffisamment refroidi.
En résumé, lorsqu’on se dirige de la périphérie vers le centre de la planète, on rencontre successivement :
- une couche d’environ 30 000 kilomètres d’épaisseur, contenant essentiellement 93 p. 100 d’hydrogène moléculaire et 7 p. 100 d’hélium ; aux températures suffisamment élevées se trouvent probablement tous les autres éléments mineurs qui constituaient la nébuleuse primitive (carbone, azote, oxygène, métaux, silicates, etc.), mais dans des proportions qui restent à déterminer ;
- une couche inhomogène de 5 000 kilomètres d’épaisseur contenant de l’hydrogène métallique au sein duquel des gouttes d’hélium continuent à se former et tombent en « pluie » vers le centre de la planète ;
- une couche de 10 000 à 12 000 kilomètres d’épaisseur d’hydrogène métallique et d’hélium, ce dernier dans une proportion supérieure à celle que l’on trouve dans Jupiter ou dans le Soleil ;
- finalement, un noyau de silicates et de métaux, et peut-être de glaces, de l’ordre de 15 000 kilomètres de rayon.
Il faut cependant garder présent à l’esprit que ce schéma n’est qu’un modèle susceptible d’être profondément remanié à mesure de l’enrichissement de nos connaissances sur la planète géante.
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