SATURNE

Saturne a la forme d'un sphéroïde oblat : la planète est aplatie aux pôles et renflée à l'équateur. Ses diamètres équatoriaux et polaires diffèrent de près de 10 % (120 536 km pour le premier, 110 466 km pour le second), conséquence de sa rapide rotation sur elle-même et d'une composition interne extrêmement fluide. Les autres géantes gazeuses du système solaire (Jupiter, Uranus et Neptune) sont également aplaties, mais de façon moins marquée.

Saturne est la deuxième planète la plus massive du système solaire, 3,3 fois moins que Jupiter, mais 5,5 fois plus que Neptune et 6,5 fois plus qu'Uranus. En comparaison avec la Terre, Saturne est 95 fois plus massive. Son diamètre étant environ 9 fois plus grand que celui de la Terre, on pourrait caser 760 corps de la taille de cette dernière dans le volume occupé par la géante gazeuse.

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

COMPOSITION

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. 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. 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.

Cette image de saturne retravaillée par les astronomes a été prise

le 28 janvier 2004 par le télescope Hubble

ATMOSPHÈRE

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.

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. 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. Des formes polygonales ont été reproduites en laboratoire à l'intérieur de seaux de fluides en rotation.

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. 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 œil clairement défini. Il s'agit du seul œil jamais observé sur une autre planète que la Terre.

MAGNÉTOSPHÈRE

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.

Cette photo couleur est un assemblage de clichés de Voyager 2 depuis une distance de 21 millions de km. Trois satellites de Saturne sont visibles à gauche ; de haut en bas : Téthys (1050 km de diamètre), Dioné (1120 km), et Rhéa (1530 km). L'ombre de Téthys forme un point noir sur la planète.

Cette image prise à l'aide des filtres rouge, vert et bleu a été combinée pour produire cette vue en couleur naturelle. Les clichés ont été réalisés avec l'appareil photo grand-angle de la sonde spatiale Cassini le 4 février 2007 à une distance de 1,2 million de kilomètres de Saturne et à 679 000 kilomètres de Rhéa. La résolution est de 68 kilomètres par pixel sur Saturne et d'environ 40 kilomètres par pixel sur Rhéa.

Animation du système nuageux polaire hexagonal.

ROTATION

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) :

Le premier système a une période de 10 h 14 min 00 s et concerne la zone équatoriale, qui s'étend entre le bord nord de la ceinture équatoriale méridionale et le bord sud de la ceinture équatoriale boréale.
Le deuxième système concerne toutes les autres latitudes et possède une période de 10 h 39 min 24 s.
Le troisième système, basé sur la rotation des émissions radio de Saturne, possède une période de 10 h 39 min 22,4 s.

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). 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 électriquement 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.

LES ANNEAUX DE SATURNE

Les anneaux de Saturne ont intrigué les astronomes depuis leur découverte faite par Galilée en 1610 à l'aide du premier télescope. L'énigme n'a fait que croître depuis que les sondes Voyager 1 et 2 ont intensément photographié le système d'anneaux en 1980 et 81. En plus des images obtenues, plusieurs des instruments des Voyager ont observé des occultations des anneaux avec une résolution radiale inférieure à 100 m

Les anneaux ont été nommés par des lettres dans l'ordre de leur découverte. Les principaux anneaux sont, en se dirigeant vers l'extérieur de la planète : C, B et A. La division de Cassini est l'intervalle le plus large entre des anneaux : elle sépare les anneaux B et A. De plus, un certain nombre d'anneaux à peine visibles on été découverts plus récemment. L'anneau D est excessivement faible et très proche de la planète. L'anneau F est une structure étroite située juste à l'extérieur de l'anneau A. Au delà, il y a deux anneaux faibles et lointains, appelés G et E. Les particules de anneaux de Saturne sont composées principalement de glace d'eau dont la taille va de quelques microns à plusieurs mètres. On trouve dans les anneaux une grande quantité de structures de toutes tailles : certaines de ces structures sont en relation avec les perturbations gravitationnelles causées par les nombreuses lunes de Saturne, mais beaucoup d'autres restent inexpliquées.

Données :	Rayon (km)	Rayon équateur	Profondeur optique	Albédo	Densité surfacique (g/cm²)	Excentricité
Équateur de Saturne	60268	1,000
Anneau D	>66900	>1,11
Bord intérieur de C	74658	1,239	0,05 - 0,35	0,12 - 0,30	0,4 - 5
Petit anneau de Titan	77871	1,292			17	0,00026
Petit ann. de Maxwell	87491	1,452			17	0,00034
Bord intérieur de B	91975	1,526	0,4 - 2,5	0,4 - 0,6	20 - 100
Bord extérieur de B	117507	1,950
Division de Cassini			0,05 - 0,15	0,2 - 0,4	5 - 20
Bord intérieur de A	122340	2,030	0,4 - 1,0	0,4 - 0,6	30 - 40
Division de Encke	133589	2,216
Bord extérieur de A	136775	2,269
Centre anneau F	140374	2,329	0,1	0,6		0,0026
Centre anneau G	170000	2,82
Bord intérieur de E	~180000	3	1,0 x 10^-6
Bord extérieur de E	~480000	8	1,5 x 10^-5

Les anneaux font environ 200 mètres d'épaisseur excepté l'anneau A (~50 m) et l'anneau C (~10 m).

LES AURORES DE SATURNE

Les nouvelles images de Saturne obtenues par une équipe de l'Université du Colorado à Boulder le 21 Juin à l'aide d'un instrument sur le vaisseau spatial Cassini montrent que les émissions aurorales à ses pôles sont similaires aux lumières nordiques de la Terre.

Prises avec l'instrument UVIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) à bord de la navette spatiale Cassini, les deux images UV, invisibles à l'oeil humain, sont les premières de la mission de Cassini-Huygens à capturer l'ovale entier des émissions aurorales au pôle sud de Saturne. Elles montrent également des émissions semblables au pôle nord de Saturne, selon le professeur Larry Esposito (CU-Boulder) et le professeur Wayne Pryor (Central Arizona College).

Les aurores polaires de Saturne en UV

Dans les images en fausses couleurs, le bleu représente les émissions aurorales du gaz hydrogène excité par le bombardement d'électrons, tandis que le rouge-orange représente la lumière reflétée du Soleil. Les images montrent que les lumières aurorales aux régions polaires répondent rapidement aux changements du vent solaire, notent les chercheurs. Les images précédentes ont été prises plus près de l'équateur, faisant qu'il est difficile de voir les régions polaires.

Les changements principaux dans les émissions à l'intérieur de l'aurore au pôle sud de Saturne sont visibles en comparant les deux images, qui ont été prises à environ une heure d'intervalle. La tache la plus lumineuse dans l'aurore de gauche faiblit, et une tache lumineuse apparaît au milieu de l'aurore dans la deuxième image.

Faites en balayant lentement l'instrument UVIS à travers la planète, les images contiennent également plus de 2.000 longueurs d'ondes d'informations spectrales dans chaque élément d'image. Les chercheurs utiliseront l'information des longueurs d'ondes pour étudier les aurores de Saturne, le gaz, et les brumes et leurs distributions changeantes.

Source : P.G.J

Aurores polaires sur Saturne le 7 janvier 1998 (Hubble).

STRUCTURE INTERNE

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.

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.

SATELLITES

On connaît maintenant avec certitude l'existence autour de Saturne de soixante satellites (seulement neuf avant Voyager).

- Les satellites majeurs :

Mis à part son plus gros satellite, Titan (2500 km de diamètre), Saturne possède sept satellites moyens (plus de 150 km de diamètre), constitués d'un agrégat de roches et de glace d'eau. Par ordre de distance croissante à Saturne, on trouve : Mimas, Encelade, Téthys, Dioné, Rhéa, Titan, Hypérion et Japet.

- Les satellites mineurs :

Plus petits (moins de 150 km de diamètre), de forme irrégulière, semblables à des astéroïdes, ils étaient supposés au nombre de dix. Par ordre de distance croissante à Saturne, ce sont Pan, Atlas, Prométhée, Pandore, Épiméthée, Janus, Calypso, Télesto, Hélène et Phoebé.

La découverte de douze satellites supplémentaires, de type irréguliers a été annoncée en 2000 : Ymir, Paaliaq, Siarnaq, Tarvos, Kiviuq, Thrymr, Skathi, Mundilfari, Erriapo, Albiorix et Suttungr.

Un satellite irrégulier a été découvert en 2003, Nervi.

En 2004, plusieurs satellites ont été découverts par la sonde Cassini : Méthone, Pallène et Polydeuces (S2004 S5). Ses découvertes de S2004 S3, S2004 S4 et S2004 S6 n'ont pas été confirmées. Une douzaine de satellites ont été également découverts depuis la Terre : Ægir, Bebhionn, Bergelmir, Bestla, Farbauti, Fenrir, Fornjot, Hati, Hyrokkin et ceux qui ne sont pas encore nommés S2004 S7, S12, S13 et S17.

Un satellite a été découvert en 2005 par la sonde Cassini dans la division de Keeler, entre Pan et Atlas : Daphnis.

En 2006, la découverte de nouveaux satellites faite à l'aide du télescope de 8,2 m Subaru situé à Hawaii a été annoncée : S/2006 S1 à S8.

En 2007, des observations depuis la Terre permettent la découverte de trois satellites : Tarqeq, S/2007 S2 et S3. La sonde Cassini découvre quant à elle le 60 ème satellite : Anthée.

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