Composition de Saturne
NB : l'albédo est le rapport de l'énergie solaire réfléchie par une surface sur l'énergie solaire incidente. 0 signifie que la surface ne réfléchit pas, elle est noire, et 1 signifie que la surface est un miroir parfait. Atmosphère de Saturne
La plupart des scientifiques pensent que Saturne n'a pas de surface solide, que c'est une boule de gaz. Cependant elle semble avoir un coeur solide chaud fait de fer et d'autres roches. Autour de ce noyau, il y a une couche d'ammoniac, de méthane et d'eau. Puis une couche d'hydrogène métallique liquide à haute pression entoure ce noyau. Puis vient une région composée d'hydrogène et d'hélium sous forme visqueuse, qui devient gazeuse vers la surface, et se mélange à l'atmosphère composée des mêmes éléments (hydrogène et hélium). Une couche dense de nuages couvre Saturne, sous forme de ceintures et de zones de différentes couleurs sur le dessus. Saturne est la seule planète du système solaire dont la masse volumique moyenne est inférieure à celle de l'eau : 0,69 g/cm³. Ce chiffre masque d'énormes disparités dans la répartition de la masse à l'intérieur de la planète : si son atmosphère, essentiellement composée d'hydrogène, le gaz le plus léger, et moins dense que l'eau, son noyau l'est considérablement plus. La haute atmosphère de Saturne est constituée à 93,2% de dihydrogène et à 6,7% d'hélium en terme de molécules de gaz (96,5% d'hydrogène et 3,5% d'hélium en terme d'atomes). Des traces de méthane, d'éthane, d'ammoniac, d'acétylène et de phosphine ont également été détectées[1]. Les nuages les plus en altitude sont composés de cristaux d'ammoniac, tandis que les nuages plus bas semblent être constitués soit de sulfure d'ammonium (NH4SH) ou d'eau[2]. Comparativement à l'abondance des éléments du Soleil, l'atmosphère de Saturne est significativement pauvre en hélium. La quantité d'éléments plus lourds que l'hélium n'est pas connue avec précision, mais on suppose que leurs proportions correspondent aux abondances initiales lors 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 La structure interne de Saturne serait similaire à celle de Jupiter, avec un noyau rocheux de silicates et de fer, entouré d'une couche d'hydrogène métallique, puis d'hydrogène liquide, puis enfin d'hydrogène gazeux. Des traces de glaces diverses seraient également présentes. Les transitions entre ces différentes couches seraient progressives et la planète ne comporterait pas de surface à proprement parler. La région du noyau possèderait entre 9 et 22 fois la masse de la Terre[4]. Saturne a une température interne très élevée, atteignant probablement 12 000 K dans le noyau, et dégage plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. La plupart de cette énergie provient d'un effet de compression gravitationnelle (mécanisme de Kelvin-Helmholtz), mais cet effet ne suffit pas à lui seul à expliquer la production thermique. Une explication proposée serait une « pluie » de gouttelettes d'hélium dans les profondeurs de Saturne, dégageant de la chaleur par friction en tombant dans une mer d'hydrogène plus léger De manière similaire à Jupiter, l'atmosphère de Saturne est organisée en bandes parallèles, même si ces bandes sont moins visibles et plus larges près de l'équateur. En fait, le système nuageux de Saturne ne fut observé pour la première fois que lors des missions Voyager. Depuis, les télescopes terrestres ont fait suffisamment de progrès pour pouvoir suivre l'atmosphère saturnienne et les caractéristiques courantes chez Jupiter (comme les orages ovales à longue durée de vie) ont été retrouvées chez Saturne. En 1990, le télescope spatial Hubble a observé un énorme nuage blanc près de l'équateur de Saturne qui n'était pas présent lors du passage des sondes Voyager. En 1994, un autre orage de taille plus modeste a été observé. Le nuage de 1990 est une exemple de grande tache blanche, un phénomène saturnien éphémère qui se reproduit environ tous les 30 ans. Des grandes taches blanches ont été observées en 1876, 1903, 1933 et 1960. Si la périodicité se maintient, une autre tempête devrait se produire vers 2020[5]. Dans les images transmises par la sonde Cassini, l'atmosphère de l'hémisphère nord apparaît bleue, de façon similaire à celle d'Uranus. Cette couleur est probablement causée par diffusion Rayleigh. L'imagerie infrarouge a montré que Saturne possède un vortex polaire chaud, le seul phénomène de ce type connu dans le système solaire. Un système ondulatoire hexagonal existe autour du pôle nord, vers 78° de latitude. Il a été remarqué pour la première fois lors du passage des sondes Voyager[6], [7]. Les bords de l'hexagone mesurent environ 13 800 km. La structure tourne sur elle-même avec une période de 10h 39m 24s. Le système ne se décale pas en longitude comme les autres structures nuageuses de l'atmosphère visible. Son origine n'est pas connue. La plupart des astronomes semblent penser qu'il s'agit d'un ensemble d'ondes stationnaires. Parmi les autres théories, il pourraient s'agir d'un type inconnu d'aurore polaire[8]. Des formes polygonales ont été reproduites en laboratoire à l'intérieur de seaux de fluides en rotation[9]. Les images prises par le télescope spatial Hubble indique la présence au pôle sud d'un courant-jet, mais pas d'un vortex polaire ou d'un système hexagonal analogue[10]. Cependant, la NASA a signalé en novembre 2006 que Cassini a observé une tempête analogue à un ouragan, stationnant au pôle sud, et qui possède un Å“il clairement défini[11]. Il s'agit du seul Å“il jamais observé sur une autre planète que la Terre Le champ magnétique de Saturne est plus faible que celui de Jupiter (mais néanmoins plus intense que celui de la Terre) et sa magnétosphère est plus petite L'atmosphère de Saturne subissant une rotation différentielle, plusieurs systèmes ont été définis, avec des périodes de rotation propres (un cas similaire à celui de Jupiter) :
Ce dernier système, mesuré lors du passage des sondes Voyager, était celui généralement utilisé pour parler de la rotation de la planète. Cependant, lors de son approche de Saturne en 2004, la sonde Cassini mesura que la période de rotation radio s'était légèrement accrue, atteignant 10 h 45 min 45 s (± 36 s)[14]. La cause exacte du changement n'est pas connue. En mars 2007, il a été annoncé que la rotation des émissions radio ne rend pas compte de la rotation de la planète, mais est causée par des mouvements de convection du disque de plasma entourant Saturne, lesquels sont indépendants de la rotation. Les variations de période pourraient être causés par les geysers de la lune Encelade. La vapeur d'eau émise en orbite saturnienne se chargerait élecriquement et pèserait sur le champ magnétique de la planète, ralentissant sa rotation par rapport à celle de Saturne. Si ce point est vérifié, on ne connaît aucune méthode fiable pour déterminer la période de rotation réelle du noyau de Saturne |