Saturne - astronomie.

Saturne - astronomie. 1 PRÉSENTATION Saturne (astronomie), planète du Système solaire, portant le nom du dieu de l'Agriculture dans la mythologie romaine, Saturne. Située entre Jupiter et Uranus, Saturne est la sixième planète à partir du Soleil. Elle est, après Jupiter, la deuxième planète en taille et en masse. Elle est entourée d'un système d'anneaux caractéristique et possède plus de 30 satellites. 2 OBSERVATION ET EXPLORATION Vue de la Terre, Saturne a l'aspect d'un corps jaunâtre : c'est l'un des astres les plus lumineux du ciel, aussi connaît-on Saturne depuis les premières lunettes astronomiques. Plus précisément, c'est Galilée qui est à l'origine de la découverte de Saturne dès 1610, grâce à un petit télescope fabriqué par lui-même. Toutefois, Galilée ne distingue pas que les anneaux sont séparés du corps de la planète. La première description précise des anneaux de Saturne n'intervient qu'en 1656 ; elle est signée par le savant néerlandais Christiaan Huygens. Actuellement, les télescopes ultra-performants des différents observatoires (et le télescope spatial Hubble) offrent une vue assez précise de Saturne et de son système d'anneaux. Ils permettent également de distinguer une bonne partie des nombreux satellites de Saturne, ainsi que de pâles bandes parallèles à l'équateur, situées dans son atmosphère. La connaissance de Saturne résulte également de la multitude de données collectées par les trois sondes spatiales américaines Pioneer 11 et Voyager 1 et 2, qui ont survolé Saturne respectivement en septembre 1979, novembre 1980 et août 1981. L'équipement embarqué de ces sondes -- caméras et instruments permettant de mesurer l'intensité et la polarisation des ondes électromagnétiques dans le domaine du visible, de l'ultraviolet, de l'infrarouge et des ondes radio -- a notamment permis d'étudier le champ magnétique de Saturne et sa magnétosphère. L'exploration de Saturne se poursuit en octobre 1997, avec le lancement de la sonde Cassini-Huygens, née de la collaboration entre la NASA (National Aeronautics Space Administration), l'ESA (Agence spatiale européenne) et l'ASI (Agence spatiale italienne). Après un voyage d'environ 7 ans, la sonde se met en orbite autour de Saturne en juillet 2004. Les objectifs principaux de cette mission sont l'étude de la magnétosphère, du système d'anneaux et des satellites de la planète géante. Cette mission comprend également le largage depuis l'orbiteur Cassini du petit module Huygens sur la surface de Titan -- le plus grand satellite de Saturne. La descente du module Huygens dans l'atmosphère de Titan, prévue en novembre 2004, a été repoussée au mois de janvier 2005, à la suite de l'observation d'un défaut de conception de la sonde. Néanmoins, depuis sa mise en orbite, la sonde a déjà découvert trois nouvelles lunes de Saturne, baptisées provisoirement S/2004 S1, S/2004 S2 et S/2004 S3. Ces lunes sont très petites (de 3 à 5 km de diamètre). Elles se situent respectivement à 194 000 km, 211 000 km et 141 000 km de Saturne. De plus, le 9 septembre 2004, la sonde a dévoilé la présence d'un nouvel anneau de Saturne, nommé provisoirement S/2004 1R. Cet anneau, large d'environ 300 km, se situe entre les anneaux A et F, à proximité de la petite lune Atlas. 3 COMPOSITION ET STRUCTURE INTERNE Principalement constituée d'hydrogène (environ 75 p. 100), Saturne est la moins dense des planètes du Système solaire ; sa densité moyenne correspond au huitième de celle de la Terre. En raison du poids considérable de l'atmosphère de Saturne, la pression atmosphérique augmente au fur et à mesure que l'on s'approche de son noyau, entraînant la liquéfaction de l'hydrogène gazeux. Vers 30 000 km de profondeur, cet hydrogène liquide se solidifie et se comporte comme un conducteur électrique. Cet hydrogène métallique est à l'origine du champ magnétique de la planète, 1 000 fois supérieur à celui de la Terre. Le coeur de Saturne se compose probablement d'un petit noyau rocheux, dont la température avoisine les 15 000 °C. Comme Jupiter, Saturne est l'objet d'une lente contraction gravitationnelle, poursuivant son accrétion à partir de la nébuleuse de gaz et de poussières qui est à l'origine de la formation du Système solaire il y a environ 5 milliards d'années. Cette contraction dégage une quantité considérable de chaleur -- environ trois fois plus importante que celle que Saturne reçoit du Soleil -- qui est dissipée dans l'espace sous forme de rayonnements. 4 ATMOSPHÈRE L'atmosphère de Saturne est essentiellement constituée d'hydrogène (88 p. 100) et d'hélium (11 p. 100) ; le reste est composé de traces de méthane, d'ammoniac et d'autres gaz tels que l'éthane, l'éthylène et la phosphine. Les sondes Voyager ont révélé que cette atmosphère se compose d'une brume plus dense que celle de Jupiter, du fait de sa température inférieure, et dans laquelle circulent des courants tourbillonnaires de nuages. La température au sein des nuages de l'étage supérieur de l'atmosphère saturnienne est de l'ordre de - 176 °C, soit 27 °C de moins que leurs homologues jupitériens. L'analyse du déplacement des orages de Saturne permet d'estimer la période de rotation de l'atmosphère de Saturne, au niveau de l'équateur, à environ 10 h 11 min. Par ailleurs, diverses mesures en radioastronomie indiquent que la planète tourne sur elle-même en 10 h 39 min 25 s. La différence d'environ 28,5 min entre ces deux périodes de rotation indique que les vents équatoriaux de Saturne soufflent à des vitesses proches de 1 700 km/h. 5 MAGNÉTOSPHÈRE Saturne possède un champ magnétique sensiblement plus faible que celui de Jupiter, et sa magnétosphère est trois fois moins étendue que la magnétosphère jovienne. La magnétosphère de Saturne est constituée d'un ensemble de ceintures de radiation en forme de beignet, dans lesquelles des électrons et des noyaux atomiques sont piégés. Ces ceintures s'étendent sur plus de 2 millions de km à partir du centre de Saturne, et même au-delà dans la direction opposée au Soleil. Cependant, ces valeurs varient suivant l'intensité du vent solaire, c'est-à-dire suivant le flux de particules chargées émises par le Soleil. En effet, les particules piégées dans ces ceintures de radiation sont principalement issues du vent solaire, ainsi que des anneaux et des satellites de Saturne. Des mesures du champ magnétique de Saturne, effectuées par la sonde Voyager 1 en 1980 lors de sa traversée de la magnétosphère, sont à l'origine de la détermination de la période de rotation de l'astre (10 h 39 min 25 s), ce dernier étant en rotation synchrone avec le champ magnétique. Par ailleurs, la magnétosphère interagit avec l'ionosphère, couche la plus élevée de l'atmosphère de Saturne, ce qui engendre des émissions de type auroral dans l'ultraviolet. La sonde Voyager 1 a également mis en évidence un énorme nuage torique d'atomes d'hydrogène autour de l'orbite de Titan, le plus gros satellite de Saturne, et qui s'étend jusqu'à l'orbite de Rhéa, autre satellite de la planète. On a également découvert un disque de plasma, composé d'ions d'hydrogène et peut-être d'ions d'oxygène, situé entre l'orbite de Thétys, autre satellite de Saturne, et celle de Titan. Ce plasma est en rotation quasi synchrone avec le champ magnétique de Saturne. 6 SYSTÈME D'ANNEAUX Les anneaux sont désignés par une lettre de l'alphabet dans l'ordre chronologique de leur découverte. Ainsi, en s'éloignant de la planète, on rencontre dans l'ordre les anneaux D, C, B, A, F, G, et E. Selon les données collectées par la sonde Voyager 2, le système d'anneaux comprend plus de 100 000 petits anneaux distincts. À l'aide d'une simple lunette astronomique, on peut facilement observer les anneaux A et B, l'anneau C n'étant visible que dans certaines conditions optimales. S'étendant jusqu'à plus de 300 000 km de la planète, ces anneaux se composent apparemment d'agrégats de roches, de gaz solidifiés et de glace. Ces agrégats sont de diamètres très variés, allant de 5.10-6 m à environ 10 m. Ainsi, malgré leur apparence impressionnante, les anneaux de Saturne sont extrêmement minces -- leur épaisseur n'excédant pas 1,5 km -- et ne contiennent que très peu de matière. La séparation apparente entre les anneaux A et B est appelée division de Cassini, du nom de l'astronome français Jean-Dominique Cassini, qui l'a découverte au XVIIe siècle. Un trou moins visible au sein de l'anneau A est appelé division de Encke, en hommage à l'astronome allemand Johann Franz Encke -- célèbre pour ses travaux sur les comètes. Les caméras embarquées de Voyager ont mis en évidence cinq nouveaux anneaux de faible éclat, situés à l'intérieur de la division de Cassini. Elles ont également révélé que les larges anneaux B et C sont formés de centaines de petits anneaux de densité variable. Ces variations de densité sont dues à l'interaction gravitationnelle des anneaux avec les satellites, qui reste encore mal connue. L'anneau B semble brillant du côté éclairé par le Soleil ; en revanche, son côté opposé est très sombre, car assez dense pour obstruer la majeure partie de la lumière solaire. De manière générale, le système d'anneaux de Saturne, son origine et son processus de formation sont encore très peu compris par les planétologues. La sonde internationale Cassini-Huygens, en orbite autour de Saturne depuis juillet 2004, devrait permettre de lever un peu plus le voile sur ces remarquables anneaux. Le 9 septembre 2004, la sonde a déjà dévoilé la présence d'un nouvel anneau, nommé provisoirement S/2004 1R. Cet anneau, large d'environ 300 km, se situe entre les anneaux A et F, à proximité de la petite lune Atlas. 7 SATELLITES OU LUNES Saturne possède 18 satellites (ou lunes) officiellement nommés, soit dans l'ordre croissant de leur distance au coeur de la planète : Pan, Atlas, Prométhée, Pandore, Épiméthée, Janus, Mimas, Encelade, Téthys, Télesto, Calypso, Dioné, Hélène, Rhéa, Titan, Hypérion, Japet, Phoebé. Plus d'une quinzaine de nouveaux satellites ont été signalés et sont pour l'instant répertoriés sous une désignation provisoire, comme les trois dernières lunes découvertes par la sonde Cassini-Huygens en août et septembre 2004 (S/2004 S1, S/2004 S2 et S/2004 S3). L'un des objectifs de la mission Cassini-Huygens sera de trancher sur l'identité de ces nouvelles lunes et d'établir ainsi un catalogue précis des satellites de Saturne. Les diamètres des 18 satellites connus s'échelonnent de 20 km à environ 5 150 km. Ils sont formés en grande partie de structures légères et glacées, identiques à celles de l'enveloppe externe de la nébuleuse de gaz et de poussières qui a donné naissance au Système solaire. Les cinq grands satellites proches de Saturne -- Mimas, Encelade, Téthys, Dioné et Rhéa -- présentent une forme globalement sphérique et se composent principalement de glace. Toutefois, des matières rocheuses pourraient constituer jusqu'à 40 p. 100 de la masse de Dioné. Les surfaces de ces cinq satellites sont criblées de profonds cratères dus à des impacts de météorites. Mimas présente un grand cratère d'impact -- baptisé Herschel, en hommage à l'astronome britannique William Herschel qui a découvert Mimas en 1789 --, dont le diamètre (130 km) représente le tiers de celui du satellite. La surface de Téthys comporte également un grand cratère de 400 km de diamètre (appelé Odyssée), ainsi qu'une vallée de 100 km de large, s'étendant sur plus de 2 000 km (appelée Ithaca Chasma). Encelade a une surface moins heurtée que les autres satellites, comportant de grandes plaines datant de quelques centaines de millions d'années. Certains planétologues pensent qu'Encelade continue à avoir une activité tectonique (voir tectonique des plaques), et qu'il fournirait des particules de matières à l'anneau E, proche de l'orbite du satellite. Les surfaces hautement réfléchissantes de Dioné et Rhéa présentent des traînées particulièrement brillantes, que certains scientifiques considèrent comme des coulées de glace éjectée des cratères lors des impacts de météorites ; d'autres spécialistes supposent qu'il s'agit plutôt de glace issue de l'intérieur de l'astre. Plusieurs petits satellites ont été découverts à l'extérieur de l'anneau A et à proximité des anneaux F et G. Au-delà de Rhéa se trouve Titan, le plus gros satellite de Saturne. Son diamètre d'environ 5 150 km est supérieur à celui de la planète Mercure. Toutefois, les dimensions exactes de Titan ne sont pas connues car il est entouré d'une brume épaisse de couleur orangée, qui masque sa surface. Son atmosphère, d'environ 300 km d'épaisseur, se compose principalement d'azote, auquel s'ajoutent des traces de méthane, d'éthane, d'acétylène, d'éthylène, d'acide cyanhydrique, de monoxyde et de dioxyde de carbone. La surface du satellite est à une température avoisinant 182 °C, et pourrait être couverte de méthane ou d'éthane sous formes liquide, solide et gazeuse. La structure interne de Titan est probablement constituée d'un noyau rocheux entouré de différentes couches de glace. Le satellite ne présenterait aucun champ magnétique. L'hémisphère austral est légèrement plus brillant que l'hémisphère boréal, dont le seul détail visible est un anneau sombre. Le largage sur Titan du module Huygens depuis par la sonde Cassini-Huygens en 2005 permettra de déterminer plus précisément les caractéristiques principales de cet énorme satellite. Les satellites lointains Hypérion et Japet se composent essentiellement de glace. Hypérion a une forme très irrégulière et sa rotation est chaotique. Japet présente une région très sombre qui contraste avec la majeure partie de sa surface, très brillante. Ces variations d'éclat avaient déjà été remarquées par Cassini en 1671. Phoebé, le satellite le plus éloigné, se déplace sur une orbite rétrograde, fortement inclinée sur le plan équatorial de Saturne. Ce satellite, dont l'albédo est très faible (0,05), pourrait être un astéroïde capturé par le champ gravitationnel de Saturne. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.