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À l’instar de Jupiter, Saturne constitue, avec son cortège de satellites, un système solaire en miniature, mais, surtout, offre le spectacle somptueux de ses anneaux, découverts dès 1610 par Galilée et interprétés en tant qu’anneaux par Huygens en 1655. Saturne a été exploré à trois reprises par des sondes spatiales de la N.A.S.A. : Pioneer-11 à la fin d’août et au début de septembre 1979, Voyager-1 en novembre 1980 et Voyager-2 en août 1981.
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.
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% à son rayon polaire, tandis que celui de Jupiter est supérieur de 6,5% 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.
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% d’hydrogène moléculaire et 7% 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 15000 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.
Observés pour la première fois par Galilée en 1610, les anneaux de Saturne sont probablement l’un des plus beaux spectacles qu’on puisse voir dans le ciel avec une simple paire de jumelles.
Leurs survols par les sondes Voyager en novembre 1980 et août 1981 nous ont révélé un magnifique système composé d’un nombre incalculable de milliards de " cailloux " en orbite autour de Saturne et formant des milliers de structures étonnantes. Les sondes Voyager ont non seulement photographié l’un des plus beaux objets du ciel, mais aussi l’un des plus intéressants scientifiquement.
Alors qu’on s’est longtemps demandé pourquoi Saturne était la seule planète entourée d’anneaux, l’existence d’anneaux autour des planètes géantes nous paraît maintenant naturelle. Très près d’une planète, les forces de marées brisent tout corps de grosse taille en petits "cailloux", et le jeu des collisions mutuelles de ces petits corps conduit à la formation d’un disque dans le plan équatorial de la planète. Le calcul montre que, à partir d’un nuage de particules autour de Saturne, un magnifique anneau est formé en moins d’un an par le jeu des collisions inélastiques mutuelles des particules. Ce temps est évidemment très court par rapport à l’âge du système solaire.
Vus depuis la Terre, les anneaux de Saturne nous apparaissent comme un système de zones concentriques de différentes luminosités séparées par des divisions sombres.
De l’intérieur vers l’extérieur, on distingue successivement :
- l’anneau D, de très faible luminosité, qui commence à quelques milliers de kilomètres de la couche supérieure des nuages de Saturne (elle-même située à 60 000 kilomètres du centre de Saturne) ;
- puis un anneau C fortement transparent qui a environ 20 000 kilomètres de largeur ;
- un anneau B, le plus brillant, s’étend ensuite sur 25 000 kilomètres ;
- une division de 5 000 kilomètres de large, appelée division de Cassini, sépare l’anneau B de l’anneau A, qui s’étend sur 15 000 kilomètres et marque, à 136 000 kilomètres, l’extrémité des anneaux observables depuis la Terre ;
- deux anneaux minces, l’anneau F et l’anneau G, se trouvent respectivement à 140 000 et à 170 000 kilomètres du centre de Saturne ;
- un anneau très ténu, observable depuis la Terre seulement au moment où les anneaux sont vus par la tranche, l’anneau E, s’étend jusqu’à une distance de plus de 550 000 kilomètres, bien au-delà de la limite de Roche.
Les passages de la Terre dans le plan des anneaux de Saturne (phénomène qui se produit tous les 15 ans) a donné lieu à de très nombreuses observations en mars 1980 et en mai 1995 à l’aide de grands télescopes et du télescope spatial Hubble ; ils ont permis de mesurer indirectement l’épaisseur des anneaux et de l’estimer à environ 1 kilomètre. Cette détection très indirecte intègre en fait la lumière diffusée, les satellites, les gros blocs, un gauchissement éventuel des anneaux, etc., et il est probable que l’épaisseur locale est encore plus faible.
À partir des mesures des sondes Voyager, on peut l’estimer à quelques dizaines de mètres. Avec plus de 300 000 kilomètres de diamètre et moins de 1 kilomètre d’épaisseur, les anneaux de Saturne représentent le disque le plus fin que l’on connaisse actuellement dans l’Univers. Une lame de rasoir devrait avoir moins de un micromètre d’épaisseur pour rivaliser avec ces anneaux !
Depuis 1994, on connaît vingt et un satellites de Saturne. Le système saturnien comprend trois classes de satellites :
- un " gros " satellite, Titan (5150 km de diamètre) ;
- quatorze " petits " satellites non sphériques (dimensions inférieures à 400 km) ;
- et six satellites sphériques de taille intermédiaire (diamètres compris entre 400 et 1500 km).
Titan possède une importante atmosphère (la pression au sol est égale à 1500 hectopascals) et est entièrement couvert de nuages. C’est le seul satellite du système solaire dans ce cas. Les orbites des satellites sont elles aussi exceptionnelles à de nombreux titres :
- deux petits satellites sont situés en deçà de l’anneau F (Atlas et Prométhée), et un autre est juste au-delà (Pandore) ; ces deux derniers satellites (Prométhée et Pandore) sont d’ailleurs les satellites " gardiens " de l’anneau F ;
- deux petits satellites (Épiméthée et Janus), situés pratiquement sur la même orbite, voient leur distance mutuelle varier périodiquement ;
- Dioné et Téthys possèdent des petits satellites lagrangiens, c’est-à-dire des satellites situés sur leurs orbites, mais à 60° de part et d’autre du satellite principal ;
- trois paires de satellites montrent des commensurabilités orbitales ; il s’agit de Mimas et de Téthys, d’Encelade et de Dioné, de Titan et d’Hypérion ;
- le système saturnien possède le seul satellite du système solaire dont la période de rotation est chaotique, c’est-à-dire varie d’une orbite à l’autre ; il s’agit d’Hypérion.
Situé très loin du Soleil, tous ces satellites ont une température superficielle très basse (-200°C environ).
1996 Encyclopædia Universalis France
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