US Date:25 November, 2020

Saturne

Saturne orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 9,5 unités astronomiques, soit 1,4 milliards de kilomètres.

Saturne

Titan
Encelade
Les satellites de Saturne

SaturneUne image de Saturne prise par la sonde Cassini en novembre 2003 depuis une distance de 111 millions de kilomètres. Crédit : NASA/ESA

Saturne orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 9,5 unités astronomiques, soit 1,4 milliards de kilomètres. Deuxième planète par la taille avec un diamètre de 121 000 kilomètres, elle est surtout connue pour ses magnifiques anneaux.

Tout comme Jupiter, elle tourne très vite sur elle-même, en une dizaine d’heures, et est essentiellement constituée d’hydrogène et d’hélium, comme le prouve sa très faible densité de seulement 0,69 fois celle de l’eau.

La planète a été étudiée en détail par quatre sondes : Pioneer 11 en 1979, Voyager 1 en 1980, Voyager 2 en 1981 et surtout Cassini-Huygens entre 2004 et 2017.

Celles-ci ont révélé la complexité des anneaux et ont apporté des images à haute résolution de la surface visible de Saturne. Cette dernière s’est révélée beaucoup moins colorée que celle de Jupiter, avec néanmoins des bandes jaunâtres parallèles à l’équateur et quelques taches blanches.

Saturne et TitanCassini prend en août 2014 cette magnifique image de Saturne, de ses anneaux et de Titan. La sonde se trouve alors à 1,7 millions de kilomètres de la planète, à trois degrés au-dessus du plan des anneaux. Le croissant de Titan entoure presque le satellite, car la couche de brouillard dans la haute atmosphère diffuse les rayons du Soleil. Crédit : NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

La structure interne de Saturne

Saturne a une structure interne semblable à Jupiter. Un aplatissement plus fort de la planète suggère que son noyau rocheux est plus volumineux. Le champ magnétique plus faible indique quant à lui que la couche d’hydrogène métallique doit être moins épaisse.

La partie supérieure de l’atmosphère est également similaire à celle de Jupiter, avec les trois même couches (NH3, NH4SH et H2O) et une structure en bandes parallèles à l’équateur.

Le manque de couleur et de contraste est dû à la plus faible gravité de Saturne, qui fait que les trois couches se répartissent sur plusieurs centaines de kilomètres, au lieu de plusieurs dizaines de kilomètres pour Jupiter. Les couches profondes sont ainsi masquées par des centaines de kilomètres de brume.

Comme sa voisine, Saturne émet plus d’énergie qu’elle n’en reçoit, en l’occurrence 2,5 fois plus. Cela n’est probablement pas dû à de l’énergie accumulée durant la phase de formation, mais plutôt à des chutes d’hélium vers l’intérieur de la planète, similaires à nos chutes de pluie. Ces mouvements transforment de l’énergie gravitationnelle en chaleur et peuvent également expliquer la faible concentration en hélium dans les couches externes.

Les anneaux de Saturne

Les anneaux de Saturne furent observés pour la première fois par Galilée en 1610, qui les prit pour deux satellites de la planète. Christian Huygens les décrivit comme un anneau unique en 1655. Ils ne furent identifiés comme plusieurs anneaux que quelques années plus tard, en particulier par Cassini en 1675 qui identifia la discontinuité qui porte son nom.

Les anneaux ont un diamètre externe de l’ordre de 600 000 kilomètres et une épaisseur d’à peine 2 kilomètres. Les images prises par les sondes montrent que les anneaux relativement larges que l’on peut voir depuis la Terre sont en fait formés d’une multitude d’anneaux très fins et très proches.

Ces anneaux très fins sont eux-mêmes composés d’une myriade de petits corps solides indépendants, en orbite autour de la planète et tournant d’autant plus vite qu’ils sont proches de Saturne. Ces corps sont essentiellement constitués de glace ou bien de roche recouvertes de glace. Leur taille varie entre le millimètre et plusieurs dizaines de mètres.

Anneaux de SaturneUne vue des anneaux de Saturne prise par la sonde Cassini à une distance de 6,4 millions de kilomètres neuf jours avant son entrée en orbite. Les anneaux sont principalement formés de glace d’eau et les variations de couleur sont probablement dues à différents degrés de contamination par d’autres éléments, par exemple des roches. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

Les anneaux de Saturne et la force de marée

Les planétologues pensent que les anneaux sont le résultat de l’explosion d’un satellite qui s’est trop rapproché de Saturne.

Imaginez en effet qu’un corps de grande taille vienne s’aventurer trop près de la planète. Tous les points de ce corps ne se trouvent pas à la même distance de Saturne, ils vont donc être soumis à une force de gravité légèrement différente. L’écart est en particulier très important entre la face tournée vers la planète et la face opposée.

Le résultat global est que le corps est soumis à une force qui tend à l’étirer et même à le déchirer – on parle d’une force de marée car c’est le même phénomène qui explique les déformations de la Terre donnant lieu aux marées.

L’éclatement se produit lorsque la force de marée devient supérieure aux forces de cohésion du corps, ce qui se produit quand la planète atteint une distance minimale appelée la limite de Roche.

Remarquons que les forces de marée interviennent encore de nos jours en empêchant les débris de s’agglomérer pour former un nouveau corps.

Saturne est entourée d’une vingtaine de satellites dont certains interagissent avec les anneaux.

Ainsi, le satellite Mimas est à l’origine de la plus grande discontinuité dans les anneaux, la division de Cassini. Si des corps se trouvaient dans cette division, leur période orbitale serait exactement la moitié de celle de Mimas. Il y aurait donc un effet de résonance similaire à celui qui affecte les astéroïdes et Jupiter, et l’orbite de ces corps serait modifiée.

D’autres satellites, qualifiés de bergers, ont l’effet inverse. En agissant de concert, ils tendent à confiner certains des petits corps dans des orbites bien définies.

SaturneUne vue magnifique de Saturne prise par la sonde Cassini fin 2004, où l’on aperçoit la partie externe des anneaux (en bas), les ombres projetées sur la planète par les anneaux, ainsi que le satellite Mimas. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

La sonde Cassini-Huygens

Notre connaissance de Saturne et de ses satellites a fait un bond énorme en avant avec la mission Cassini-Huygens, une collaboration entre la NASA et l’ESA. Le lancement de la sonde s’est déroulé en octobre 1997 et l’arrivée à Saturne en juillet 2004. Cette mission est un bel exemple de billard interplanétaire puisqu’elle a fait appel à quatre reprises à l’assistance d’une planète, deux fois Vénus, une fois la Terre, puis enfin Jupiter en l’an 2000.

Cette mission était composée de deux éléments : un orbiteur qui tourna autour de Saturne entre 2004 et 2017 et une sonde qui plongea dans l’atmosphère de Titan.

L’orbiteur, nommé Cassini, étudia l’atmosphère de Saturne, en particulier ses puissants vents, le système d’anneaux et la magnétosphère. Il procéda également à des survols rapprochés des différents satellites de glace, tout spécialement Titan, dont il observa l’atmosphère et la surface.

La sonde, baptisée Huygens, atteint Titan en janvier 2005. Elle étudia la composition de l’atmosphère du satellite pendant sa chute qui dura deux heures et demi puis sa surface.

Les noms des deux sondes étaient dédiés à deux astronomes du XVIIe siècle, le Hollandais Christian Huygens, qui découvrit Titan et fut le premier à comprendre que Saturne était entourée d’anneaux, et l’Italien Jean-Dominique Cassini, qui découvrit la plus grande division dans les anneaux.

Eclipse sur SaturneLe 17 octobre 2012, la sonde Cassini passe derrière Saturne et nous envoie cette mosaïque exceptionnelle d’images d’une éclipse de Soleil à plus d’un milliard de kilomètres de la Terre. Cette position très rare de la sonde permet d’apercevoir des détails de l’atmosphère et des anneaux qui ne sont généralement pas observables. Crédit : NASA/JPL-Caltech/SSI

Titan

Saturne et TitanTitan devant Saturne et ses anneaux
par la sonde Cassini en 2012. Crédit : NASA/JPL-Caltech/SSI

Le plus grand satellite de Saturne, Titan, fut découvert par l’astronome hollandais Christiaan Huygens en 1655. Son diamètre est de 5150 kilomètres, ce qui en fait le deuxième plus gros satellite du système solaire, juste après Ganymède, et le place même devant Mercure et Pluton.

Sa révolution autour de Saturne et sa rotation ont une période identique, d’une valeur de 15 jours et 23 heures terrestres. Titan présente donc toujours la même face à Saturne, comme notre propre Lune.

L’atmosphère de Titan

Les premières images rapprochées de Titan furent obtenues par la sonde Voyager 1 en 1980. Elles révélèrent une atmosphère orangée, uniforme et impénétrable, en raison de couches stratosphériques opaques à la lumière visible.

TitanUne image de Titan prise par la sonde Cassini en juillet 2004. Le satellite présente son aspect familier orange en lumière visible, mais un filtre ultraviolet a également été utilisé pour faire apparaître de minces couches de brume stratosphérique (ici en pourpre). Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

L’analyse spectrale a montré que cette atmosphère est principalement composée d’azote (comme la Terre), avec quelques pour cent de méthane et d’argon.

On trouve également des traces d’autres composés comme par exemple l’éthane, le cyanure d’hydrogène ou le monoxyde de carbone, sous forme de gaz ou d’aérosols (de minuscules particules solides). Ces composés se forment probablement à partir du méthane de la haute atmosphère et pourraient donner lieu à des brouillards épais et à des précipitations.

Notons encore que la surface de Titan présente une température de -178 degrés Celsius et une pression de 1,5 bars.

La surface de Titan

Il est possible d’étudier la surface de Titan en l’observant dans certaines longueurs d’onde du domaine infrarouge où l’atmosphère est transparente. C’est par cette méthode que le télescope spatial a pu obtenir des premières images en 1994 et mettre en évidence une région brillante d’une taille d’environ 4000 kilomètres baptisée Xanadu.

Mais c’est bien sûr avec l’arrivée de la sonde Cassini en 2004 qu’une étude approfondie a commencé. Survol après survol, la sonde est en train de construire une image de plus en plus précise de la surface de Titan. Elle a ainsi confirmé l’existence d’une région plus brillante, mais aussi révélé de nombreuses nouvelles structures .

TitanUne vue de Titan en fausses couleurs construite à partir d’images prises par Cassini en avril 2005 en lumière visible et infrarouge. Le vert représente des régions où Cassini est capable d’observer la surface elle-même, le bleu montre la haute atmosphère et le rouge indique des régions stratosphériques où le méthane absorbe la lumière du Soleil. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

La surface de Titan

 

 

 

 

Une reconstitution de la surface de Titan créée en 2018 à partir de 13 années d’observation de la planète dans l’infrarouge par la sonde Cassini. Les couleurs ne doivent pas être interprétées de façon trop littérale, elles sont calculées à partir de rapports d’intensité dans différentes longueurs d’onde afin de faire apparaître les variations de composition de la surface. Crédit : NASA/JPL-Caltech/University of Nantes/University of Arizona

Titan

Une vue de la surface de Titan prise en mai 2007 par la sonde Cassini à l’aide de son radar. La partie sombre est une étendue liquide, profonde de plusieurs dizaines de mètres et probablement composée de méthane et d’éthane. Le reste de l’image présente toutes les caractéristiques d’une région côtière, avec des rivières, des baies et des îles. Crédit : NASA/JPL

Mini-Nil sur Titan

 

 

Cette image prise par le détecteur radar de la sonde Cassini en 2012 montre une rivière de plus de 400 kilomètres de long sur Titan. C’est la première fois qu’un système aussi étendu et complexe est observé sur un corps au-delà de la Terre. La température moyenne sur Titan est d’environ -180 degrés et ce sont donc des hydrocarbures, le méthane et l’éthane, qui donnent naissance à cette rivière. Celle-ci finit par se jeter dans une mer que l’on aperçoit à la droite de l’image. Crédit : NASA/JPL-Caltech/ASI

La sonde Huygens

L’autre moyen d’étudier la surface de Titan est de s’y poser. C’est l’exploit accompli le 14 janvier 2005 par la sonde Huygens de l’ESA, après un long voyage de sept ans en compagnie de Cassini.

Lors de son arrivée, Huygens a dévoilé des paysages extraordinaires, façonnés par le méthane, qui joue sur Titan un rôle équivalent à celui de l’eau sur Terre.

TitanLa surface de Titan vue par l’atterrisseur Huygens à plusieurs étapes de sa descente vers la surface du satellite. De haut en bas, l’altitude est de 150, 30 et 8 kilomètres, puis 1500 et 300 mètres. De gauche à droite, la vue est vers l’ouest, le nord, l’est et le sud. Crédit : ESA/NASA/JPL/University of Arizona
Les images de la sonde ont mis en évidence des zones sombres basses, peut-être des lacs desséchés, et des régions de plateaux plus clairs, parcourus par des chenaux de drainage. Le contact direct avec le sol a quant à lui révélé un matériau de la consistance du sable, recouvert par une fine croûte plus dure.

 

 

 

 

TitanLa surface de Titan photographiée par la sonde Huygens le 14 janvier 2005. L’objet plat sous le centre de l’image et un peu à gauche est situé à 85 centimètres et a un diamètre de 15 centimètres. La surface est composée d’un mélange de glace d’eau et d’hydrocarbures. On remarque des traces d’érosion qui pourraient s’expliquer par des écoulements de liquides. Crédit : NASA/JPL/University of Arizona

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Encelade
EnceladeVue d’ensemble prise en 2005 par la sonde Cassini, où l’on voit près du pôle sud les « rayures de tigre » qui sont la source des jets de vapeur et de glace d’Encelade. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

Encelade est un petit satellite de Saturne avec un diamètre de seulement 505 kilomètres.

Le satellite se déplace sur une orbite assez proche de Saturne, à 238 000 kilomètres du centre de la planète. Son orbite est à l’intérieur de l’anneau E, une ceinture diffuse et très étendue, au-delà des anneaux que l’on voit traditionnellement sur les images de Saturne.

La surface d’Encelade est très brillante et réfléchit presque toute la lumière qui l’atteint. Sa surface est très variée, avec cinq différents types de terrains, en particulier des régions dépourvues de cratères, un signe que le satellite est géologiquement actif.

Encelade fut découvert par William Herschel en 1789. Sa renommée vient du fait qu’il s’agit de l’un des rares corps du système solaire où l’on envisage la présence d’eau liquide et donc peut-être la possibilité d’une forme de vie.

Les jets d’eau d’Encelade

Lors d’un survol du satellite en 2005, la sonde Cassini identifia autour du pôle sud une région couverte de fractures tectoniques et produisant des jets de vapeur d’eau et de particules de glace d’eau.

Au sein de cette région apparaissent en particulier les fameuses « rayures de tigre », quatre failles d’environ 130 kilomètres de long, 2 kilomètres de large et 500 mètres de profondeur, séparées de 35 kilomètres.

La sonde a dévoilé que ces failles étaient la principale source des jets. Elle a aussi montré que la température au sol était plus élevée sur ces failles, -135 degrés comparé à la température moyenne de -200 degrés, une indication de la présence de cryovolcanisme (c’est dire de volcans éjectant de la glace plutôt que du magma).

Le phénomène peut s’expliquer si l’on tient compte des forces de marée produites lors des perturbations de l’orbite du satellite. Ces forces de marée engendrent des déformations, donc de la friction, dans la couche extérieure de glace. Cette friction produit une grande quantité de chaleur au sein d’Encelade, capable de transformer la glace en eau liquide.

D’où la conclusion que sous la surface glacée se trouve un océan d’eau liquide, responsable du cryovolcanisme et de l’éjection de matière vers l’anneau E de Saturne.

La composition des jets

En 2009, la sonde Cassini traversa l’anneau E et étudia sa composition in situ grâce à son analyseur de poussières cosmiques. Comme l’anneau E est principalement composé de matière éjectée par Encelade, il s’agissait là d’un moyen d’analyser indirectement la composition du satellite.

Le résultat le plus spectaculaire fut la découverte de sels de sodium dans les grains de glace. Bien que d’autres explications existent, les sels de sodium proviennent probablement de la dissolution de roches en contact avec de l’eau liquide sous la couche de glace, ce qui confirme l’existence vraisemblable d’un océan d’eau liquide.

Jets d'EnceladeLes jets de vapeur et de glace observés en 2005 par la sonde Cassini. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

Les grottes souterraines d’Encelade

Les concentrations de sels de sodium sont assez faibles, seulement deux pour cent de la masse totale, si faible que les observations depuis la terre n’avaient jamais pu les détecter. Ce pourcentage très faible n’est pas compatible avec l’image selon laquelle les jets de vapeur et de glace seraient des geysers provenant directement d’un océan sous pression.

L’explication actuelle fait donc intervenir des grottes souterraines.

L’océan liquide en contact avec le noyau rocheux feraient remonter de l’eau chargée de sels vers ces grottes à travers des fissures dans le manteau d’Encelade. Dans ces grottes, une fraction de l’eau se vaporiserait et une autre se solidifierait pour former des grains de glace. La vapeur et la glace remonteraient ensuite lentement vers la surface à travers d’autres fissures pour être finalement rejetées vers l’espace sous forme de jets.

Ce scénario est beaucoup moins violent qu’un geyser et expliquerait pourquoi les concentrations de sels sont relativement faibles.

Cairo SulcusGros-plan sur l’une des « rayures de tigre », Cairo Sulcus (au bas de l’image), pris en 2008 par la sonde Cassini à une distance de 2500 kilomètres. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

La vie sur Encelade

Et des formes de vie ? Evidemment, il n’y a aucune preuve concrète pour l’instant. Mais, néanmoins, les trois ingrédients essentiels à l’apparition de la vie telle que nous la connaissons sont réunis.

La sonde Cassini a montré qu’Encelade est doté d’eau, probablement sous forme liquide, d’une source d’énergie, les forces de marées, et de molécules qui pourraient former la base d’acides aminés.

On peut donc se laisser aller à rêver. En tout cas, Encelade est désormais devenu une cible privilégiée dans la recherche de formes de vie extraterrestres.

Satellites de Saturne

Un montage des principaux satellites de Saturne d’après des images des sondes Voyager. Crédit : NASA/JPL/Caltech

 

 

La planète Saturne est entourée d’au moins 62 satellites.

Le plus intéressant est Titan, avec un diamètre de 5150 kilomètres. On trouve également six satellites de diamètres intermédiaires, entre 400 et 1500 kilomètres : Mimas, Encelade, Téthys, Dioné, Rhéa et Japet, dans l’ordre des distances croissantes à Saturne.

Il a aussi d’autres satellites plus petits qui sont généralement soit des astéroïdes capturés, soit des résidus d’impacts ou de collisions.

Mimas et Téthys

Les satellites Mimas et Téthys sont tous deux très cratérisés. En particulier, on observe sur Mimas un énorme cratère d’impact dont le diamètre est le tiers du diamètre de la planète.

MimasUne image de Mimas obtenue par la sonde Cassini en août 2005. Mimas possède un diamètre de 398 kilomètres et son aspect « Guerre des étoiles » vient d’un cratère extraordinaire de 130 kilomètres de diamètre appelé Herschel. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

Encelade

Encelade, au contraire, présente de grandes régions recouvertes de glace très pure et pratiquement dépourvues de cratères, ce qui indique une activité géologique récente, probablement il y a moins de 100 millions d’années. Cette activité est vraisemblablement due à des forces de marée engendrées par les interactions gravitationnelles entre Encelade, Dioné et Saturne, une situation similaire à celle d’Io autour de Jupiter.

Dioné, Rhéa et Japet

Dioné, Rhéa et Japet ont en commun d’avoir des hémisphères très dissimilaires. Les satellites Dioné et Rhéa ont tous les deux un hémisphère semé de cratères et un hémisphère plus lisse recouvert de traînées brillantes d’origine encore inconnue.

La différence est encore plus marquée pour Japet qui possède un hémisphère très sombre et un hémisphère très réfléchissant. Dans ce dernier cas, les planétologues pensent que l’hémisphère sombre est dû à la proximité d’un autre satellite, Phoebé. Cet ancien astéroïde capturé par Saturne est composé de matière très sombre qui s’échappe peu à peu vers l’extérieur et vient en particulier recouvrir l’un des hémisphères de Japet.

JapetLa surface de Japet, mosaïque d’images prises par la sonde Cassini en décembre 2004. On observe la présence de deux types de terrains d’aspects très différents, ainsi qu’une mystérieuse crête le long de la zone équatoriale. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

 

 

 

 

 

Sources: https://www.astronomes.com/le-systeme-solaire-externe/saturne

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