Saturne est la sixième planète du système solaire, située au-delà de Jupiter. C'est une planète géante gazeuse, la seconde en masse et en volume après Jupiter. Son diamètre fait environ neuf fois et demi celui de la Terre. Son nom vient du dieu romain Saturne. Comme Jupiter, Saturne n'a pas de surface solide et est entourée d'une atmosphère épaisse, à base d'hydrogène et d'hélium auxqels s'ajoutent du méthane et de l'ammoniac, qui sont les composants majeurs des nuages. Au sommet des nuages, la température varie entre -181°C et -191°C. La circulation atmosphérique s'apparente à celle de Jupiter, avec des courants horizontaux est-ouest de sens contraires, mais la vitesse des vents décroît de l'équateur (1 800 km/h) vers les pôles et s'annule pratiquement vers 40° de latitude. JUPITER ET SATURNE CHARGEES EN HELIUMAu coeur de Jupiter et de Saturne se trouverait plus d'hélium métallique qu'on ne le pensait jusqu'ici. La découverte vient de deux chercheurs de l'University College de Londres, qui se sont servis d'équations basées sur la mécanique quantique. D'après leurs résultats, l'hélium soumis aux pressions et températures régnant au centre des géantes gazeuses passe à l'état de métal liquide. Il ressemble alors au mercure mais en moins brillant. La plupart des études précédentes avaient porté sur l'hydrogène, l'élément le plus répandu dans l'Univers. On a découvert récemment qu'il passait à l'état métallique à des températures et pressions moins importantes que prévues. Les caractéristiques de l'hélium et de l'hydrogène semblent désormais assez proches pour qu'ils forment un alliage liquide dans le coeur des géantes gazeuses. OBSERVATION DE SATURNE
Éternelle machine à produire de belles images, le télescope spatial Hubble a été pointé vers Saturne, à quelques jours du passage de la planète au plus près de la Terre. Les astronomes ont choisi une date d’observation permettant d’épingler plusieurs passages de satellites et de leur ombre devant la géante aux anneaux. En moyenne, de tels phénomènes ne sont visibles qu’une fois tous les 15 ans, lorsque le Soleil et la Terre sont suffisamment proches du plan équatorial de Saturne.
Saturne donne du fil à retordre aux chercheurs sur un problème tout simple : quelle est sa vitesse de rotation ?
En 2010, la sonde Cassini révèle que les taches qui maculent le principal anneau de Saturne sont constituées de glace. Grâce à son spectromètre infrarouge VIMS (Visual Infrared Mapping Spectrometer), l’engin spatial a permis de déterminer la composition de ces mystérieuses taches : il s’agit essentiellement de particules d’eau pure glacée d’au moins un micromètre de rayon. DE NOMBREUX SATELLITESSaturne compte neuf satellites majeurs, dont le rayon dépasse 100 km. Mimas est le plus proche des grands satellites de Saturne, mais il est précédé de six petites lunes. Sa densité de 1,17 fois celle de l'eau indique que, comme de nombreuses lunes saturniennes, il est majoritairement composé de glace d'eau qui recouvre un très petit noyau rocheux. Mimas offre toujours la même face à Saturne - Comme tous les autres satellites à l'exception de Phoebé. Sa surface est constellée de cratères météoritiques parmi lesquels on remarque celui baptisé Herschel en l'honneur de l'astronome qui l'a découvert. Ce cratère, de 130 km de diamètre, est énorme au regard des dimensions de Mimas. La surface de Mimas présente en outre quelques sillons atteignant jusqu'à 90 km de long, larges de 10 km et profonds de 1 à 2 km. La plupart des satellites de Saturne ont été découverts récemment. Toutefois le nombre précis de satellites ne sera probablement jamais connu. En effet, les anneaux de la planète comportent d'importants morceaux de glace qui sont techniquement des lunes et il est difficile d'établir une distinction entre de larges particules composant l'anneau et de petites lunes. Avant l'ère spatiale, seules dix lunes étaient connues : Dioné, Encelade, Hypérion, Janus, Japet, Mimas, Phoebé, Rhéa, Thémis, Téthys et Titan.Les sondes Voyager, qui survolèrent le système en 1980, permirent la découverte de huit autres corps (Atlas, Calypso, Épiméthée, Hélène, Pan, Pandore, Prométhée et Télesto). |
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Numéro | Nom | Description | ||||
I | Mimas | Satellite de Saturne (n°I), découvert en 1789 par W. Herschel. Demi-grand axe de son orbite : 185 500 km. Période de révolution sidérale : 0,942 4 jour. Diamètre: 398 km. Densité moyenne : 1,1. Sa surface a été révélée par les sondes américaines Voyager en 1980 et 1981. Saturée de cratères d'impact anciens, elle porte les marques du bombardement météoritique intensif auquel se trouvèrent soumis les corps du système solaire peu après leur formation. Le plus grand cratère atteint 130 km de diamètre et renferme un pic central haut de 9 km; aux antipodes, on observe de grandes fissures, vraisemblablement créées par l'ébranlement consécutif à l'impact : sans doute Mimas est-il entré jadis en collision avec un astéroïde qui manqua de peu de le fragmenter. D'après sa densité moyenne, le satellite serait constitué de glace, avec des inclusions de roches. |
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II | Encelade | Satellite de Saturne (n° II), découvert en 1789 par W. Herschel. Nom international : Enceladus. Demi-grand axe de son orbite : 238 040 km. Période de révolution sidérale : 1,370 jour. Diamètre : 500 km. Densité moyenne : 1,1. De tous les satellites connus de Saturne, c'est celui dont la surface présente le plus fort pouvoir réfléchissant (proche de 100 %). Elle est, de ce fait, particulièrement froide (72 K, soit -201°C). Essentiellement constituée de glace, elle apparaît, dans l'ensemble, très uniforme sur les photographies qui en ont été prises à faible distance par Voyager 2 en 1981. A l'exception de quelques zones grêlées de cratères d'impact, on y observe surtout de grandes plaines rayées de fractures, considérées comme des formations assez jeunes, et l'on présume qu'elle subit un remodelage périodique, consécutif à une fusion de la glace emprisonnée à l'intérieur de l'astre, peut-être sous l'effet de marées induites par Saturne et Dioné. La sonde spatiale Cassini, en orbite autour de Saturne, a survolé Encelade le 12 mars 2008. Les premières images diffusées, prises d'une distance de 30 000 km, montrent une région de la petite Lune glacée (500 km de diamètre) qui n'avait jamais été explorée à haute résolution. Première curiosité : ces cratères jumeaux avec un pic central. Cassini est passée à seulement 50 km au-dessus du satellite. observés depuis fin 2005 par la sonde Cassini, les geysers du pôle sud d'Encelade expulsent de la matière jusqu'à 500 km d'altitude. Ce qui nécessite une énergie considérable due au effets de marées induits par Saturne. D'après des simulations numériques menées par Gabriel Tobie de l'université de Nantes, la couche de glace de glace qui recouvre Encelade doit être déformable pour que ces marées génèrent suffisamment d'énergie et produisent des geysers. "Or, la couche de glace n'est déformable que si elle repose sur un océan liquide d'une centaine de mètres de profondeur", explique le chercheur qui publie ses résultats dans Icarus (International Journal of Solar System Studies). Le 11 août 2008, la sonde Cassini est passée à 50 km de la surface d'Encelade. A cette occasion, elle a pris plusieurs photos de son pôle sud, avec une résolution de 10 m par pixel. Les premières images de ce survol révèlent de nombreux blocs de glace au sein d'une région très tourmentée par une série de failles. Dans les jours à venir, les scientifiques de la mission vont étudier leurs images afin de savoir si l'une d'elles montre un geyser actif en gros plan. Encelade ne mesure que 500 km de diamètre. Couverte de glace, c'est un des objets les plus brillants du système solaire. La région polaire sud du petit satellite de Saturne se comporterait comme la croûte terrestre. C’est ce que laissent supposer les images prises par la sonde Cassini, lors d'un survol rapproché, le 31 octobre 2008. Les failles par lesquelles s’échappent des geysers de vapeur d’eau ont la même morphologie que les dorsales qui, au fond de nos océans, permettent à la croûte de se renouveler. A la différence que la surface d’Encelade est faite de glace, et non de roches. Les scientifiques ne comprennent pas pourquoi ce phénomène se limite au pôle Sud du satellite. Mais ils observent déjà, au bout de quelques mois, des changements dans l’intensité et la localisation des jets. Ce qui tend à confirmer le déplacement de parties de la surface, de la même manière que le font les plaques tectoniques à la surface de la Terre. Des failles se referment pendant que d’autres s’ouvrent. Paul Helfenstein, scientifique de l’équipe Cassini, a produit une animation qui montre comment les zones les plus anciennes de la surface d’Encelade s’emboîtent les unes dans les autres si on les fait se déplacer le long de certaines failles. Le 21 novembre 2009, la sonde Cassini a réalisé son huitième survol rapproché d'Encelade. L'objectif était d'obtenir des vues précises des terrains les plus jeunes du satellite de Saturne, de ses jets de vapeur d'eau et de particules, ainsi que des gigantesques failles d'où ceux-ci s'échappent (les « griffures du tigre », dont Cassini a aussi mesuré la température). À plus de 27000 km/h, la sonde a réalisé des vues saisissantes des jets, qui s'égrainent en chapelet le long des failles d'Encelade, certaines déjà plongées dans l'obscurité. Le pôle sud du petit satellite glacé s'enfonce en effet dans l'hiver, pour plusieurs années. Pour Cassini, ce huitième survol était la dernière occasion d'observer cette région à 82° de latitude sud encore éclairée par le Soleil. Désormais, la sonde se dirige vers le satellite Rhéa. |
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III | Téthys | Satellite de Saturne (n° III), découvert par J.D. Cassini vers 1684. Nom international : Tethys. Demi-grand axe de son orbite : 294 660 km. Période de révolution sidérale : 1,888 jour. Diamètre : 1 058 km. Densité moyenne : 1. La surface de Téthys, révélée en 1980 et 1981 par les sondes américaines Voyager, est criblée de cratères météoritiques, donc très ancienne; mais ces cratères sont inégalement distribués selon les régions, ce qui laisse supposer que le satellite a pu connaître un remodelage superficiel sous l'effet d'une activité interne. Les deux formations les plus spectaculaires qu'on y distingue sont un cratère de 400 km de diamètre (Odyssée) et une vallée de 2 000 km de long (Ithaca Chasma) qui résulte peut-être de mouvements d'expansion de la croûte. Cet astre est vraisemblablement constitué essentiellement de glace entourant un noyau rocheux. |
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IV | Dioné | Satellite de Saturne (n° IV), découvert par J.D. Cassini en 1684. Nom international : Dione Demi-grand axe de son orbite : 377 420 km. Période de révolution sidérale : 2,736 jours. Diamètre : 1 118 km. Densité moyenne : 1,4. On le présume constitué en majeure partie de glace, avec une certaine quantité de matériau rocheux qui pourrait être une source de chaleur interne. Sa surface révélée en 1980 par la sonde Voyager 1, présente une certaine variété de teintes sombres et claires. On y distingue de grandes traînées brillantes qui pourraient correspondre à de longues fractures remplies de glace jeune. Les régions plus sombres possèdent de nombreux cratères (atteignant jusqu'à 100 km de diamètre) et paraissent plus anciennes. Dioné devant TitanDans sa course autour de Saturne, la sonde Cassini a surpris Dioné passant exactement devant Titan, le 12 avril 2010. Le vaisseau de la Nasa se trouvait alors à un peu plus de 1,8 million de kilomètres de Dioné.En utilisant les données brutes disponibles en ligne, il a été possible d’en extraire cette vue en couleur composée à partir de clichés pris avec des filtres rouge, vert et bleu. Ce rapprochement souligne la taille imposante de Titan, derrière Dioné pourtant large de 1118 km. |
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V | Rhéa | Satellite de Saturne (n° V), découvert en 1672 par J.D. Cassini. Nom international : Rhea Demi-grand axe de son orbite : 527 040 km. Période de révolution sidérale : 4,517 5 jours. Diamètre : 1 528 km. Densité moyenne : 1,2. Sa surface a été révélée pour la première fois en 1980 par la sonde américaine Voyager 1, qui s'en est approchée à 59 000 km. Elle est criblée de cratères d'impacts (dont certains atteignent 100 km de diamètre) et elle semble avoir connu deux périodes de bombardement : la plus ancienne aurait engendré les plus grands cratères et la plus récente les plus petits. Au centre de l'hémisphère arrière, des bandes brillantes révèlent peut-être l'extrusion de matériau sous-jacent le long de lignes de fracture. Comme les autres satellites de Saturne de dimensions comparables, Rhéa doit être constitué principalement de glace. Découverte d’une atmosphère autour de RhéaRhéa, le plus gros satellite de Saturne après Titan, possède une fine atmosphère d’oxygène et de gaz carbonique.Cette découverte découle d’observations réalisées lors des survols du satellite Rhéa par la sonde Cassini, en novembre 2005, août 2007 et mars 2010. Elle est signée par l’équipe de Ben Teolis, du Southwest Research Institute (Texas). Les spectromètres de Cassini ont enregistré un pic de densité d’oxygène (O2) et de gaz carbonique (CO2). La présence d’oxygène n’est pas une surprise. Rhéa est en effet composé pour 25 % de roche et pour 75 % de glace d’eau (H2O). Or, les particules énergétiques piégées par la magnétosphère de Saturne interagissent avec cette glace de surface et provoquent sa décomposition en molécules d’oxygène et d’hydrogène. La source de gaz carbonique n’est pas encore identifiée, mais la présence de ce gaz autour de Rhéa suggère qu’en surface, des réactions entre matériaux organiques (carbonés) et oxydants sont à l’œuvre. Sur Rhéa, les conditions ne sont pas propices à l’émergence de la vie. Mais ce type de réactions a peut-être lieu sur d’autres corps du Système solaire. Elles permettent peut-être de transporter l’oxygène et le gaz carbonique dans l’océan sous-glaciaire d’Europe, l’un des satelites de Jupiter. Ce qui donnerait un coup de pouce à la vie. |
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VI | Titan | Le plus gros des satellites de Saturne (n° IV) et le premier qui ait été découvert, en 1655, par C. Huygens. Demi-grand axe de son orbite : 1 222 000 km. Période de révolution sidérale : 15,945 jours. Diamètre : 5 150 km. Densité moyenne : 1,88. Par bien des aspects, Titan s'apparente aux planètes telluriques. Sa taille est intermédiaire entre celle de Mercure et celle de Mars et, de tous les satellites du système solaire, il est le seul à posséder une atmosphère substantielle, détectée pour la première fois en 1944 par spectroscopie. L'essentiel de ce que l'on sait à son sujet provient de la sonde américaine Voyager 1, qui, le 12 novembre 1980, est passée à 4 400 km de sa surface. Son atmosphère, comme celle de la Terre, est constituée principalement (à plus de 80 %) d'azote moléculaire. Le méthane y joue un rôle important par la photochimie qu'il engendre. Sous l'action du rayonnement ultraviolet solaire, la photodissociation du méthane et de l'azote provoque la formation de divers hydrocarbures (éthane, éthylène, acétylène...). Les molécules ainsi formées se condensent au dessous de 200 km d'altitude en particules microscopiques d'aérosols qui tombent lentement vers le sol et sont à l'origine d'une couche brune, épaisse et uniforme, de couleur orangée, qui voile entièrement la surface. Au sol, où règne une pression de 1,6 bar environ, la température, voisine de -180°C, laisse supposer la présence d'étendues de méthane et d'éthane liquides, tandis que, dans l'atmosphère, la présence de nuages et même de pluies de méthane paraît probable. Avec une densité moyenne de 1,88, Titan doit être constitué de roches et de glace en proportions à peu près égales. D'après les mesures de Voyager 1, il ne possède pas de champ magnétique notable, ce qui indique qu'il est dépourvu de noyau métallique conducteur. Sans doute sa structure interne s'apparente-t-elle beaucoup à celle des deux principaux satellites de Jupiter - Ganymède et Callisto - avec un noyau rocheux entouré d'un épais manteau de glace. Les première images de sa surface ont été obtenues en 1994 dans le proche infrarouge, grâce au télescope spatial Hubble : elles ont révélé la présence, au sud de l'équateur, d'une région brillante de la taille d'un continent, qui pourrait être une zone accidentée. L'exploration spatiale de Titan doit se poursuivre en 2004 avec la sonde européenne Huygens. Il pleut sur TitanLes images récentes de la sonde Cassini, en orbite autour de Saturne, montrent qu’il pleut à la surface de Titan, le plus gros satellite de la planète. Grâce à des observations infrarouges régulières, les scientifiques de la Nasa ont détecté l’apparition de nouveaux lacs au gré des variations saisonnières. Bien entendu, avec une température –180°C à la surface de Titan, ce liquide n’est pas de l’eau, mais constitué d’hydrocarbures, principalement du méthane.Les mécanismes en jeu restent complexes, car “même si toutes ces formations sont remplies de méthane liquide, il n’y en a pas suffisamment pour entretenir l’atmosphère du satellite plus de 10 millions d’années”, explique Elisabeth Turtle, de l’équipe d’imagerie de Cassini. Il doit donc exister des réservoirs de méthane sous la surface du satellite. "Savoir depuis quand cette atmosphère existe, et pour combien de temps encore elle subsistera reste une question ouverte", ajoute-t-elle. Cette étude constitue donc un enjeu majeur pour les équipes de Cassini. Titan continue à être observé régulièrement durant le premier prolongement de mission, baptisé Cassini Equinoxe Mission, entamé le 1er juillet 2008. Sur Titan, le lac Ontario est bien liquideC'est maintenant confirmé : Titan devient le deuxième corps du Système solaire avec la Terre à héberger des étendues liquides en surface. Grâce aux survols réguliers du satellite de Saturne par la sonde Cassini (60 depuis 2004), les indices s'accumulaient en faveur de la présence de tels lacs. De récentes observations ne laissent plus de place au doute : les données radar montrent que la surface de l'un d'entre eux, le lac Ontario, est aussi lisse qu'un miroir. Les plus grands reliefs détectés sur cette étendue de 20 000 km² située près du pôle Sud sont hauts de 3 mm ! Or il est très peu probable qu'une surface solide soit aussi lisse.Ce résultat, tout juste rendu public en août 2009 par des chercheurs de l'université de Stanford (Californie), vient compléter des travaux publiés fin juillet dans la revue britannique Nature. Grâce aux données du spectromètre infrarouge de la sonde Cassini, des scientifiques de l'université d'Arizona avaient alors montré la présence d'éthane dans le lac Ontario, probablement mélangé à du méthane et à d'autres hydrocarbures. Gazeux sur Terre, ces composés sont liquides sur Titan, où règnent des températures de l'ordre de -180°C. Ouragan sur Titan
Disparité nord-sud pour les lacs de TitanApès cinq ans d'observation de Titan par la sonde Cassini, un constat s'impose : les lacs de méthane (CH4) sur le plus gros satellite de Saturne sont bien moins remplis près de son pôle nord qu'à son pôle sud. Les lacs de méthane sont 20 fois plus étendus au pôle nord de Titan qu'à son pôle sud. Malgré tout, ils sont 3 fois moins remplis. Les changements saisonniers ne suffisant pas à expliquer cette disparité, une équipe du California Institute of Technology et du Jet Propulsion Laboratory invoque l'élongation de l'orbite de Saturne. Titan est en effet 12 % plus près du Soleil pendant son été boréal que pendant son été austral. Le premier est donc long et sec, alors que le second est court et chargé en précipitations.Titan, un monde de roches et de glaces mêléesLe plus gros satellite de Saturne n’a pas été assez chauffé, lors de sa formation, pour que les roches et les glaces qui le composent se soient séparées. Telle est la conclusion des scientifiques du Jet Propulsion Laboratory, à Pasadena (Californie), après l’analyse des données gravimétriques recueillies au cours de quatre survols de Titan par la sonde Cassini entre 2006 et 2008.En effet, Titan, par son attraction gravitationnelle, dévie plus ou moins l’engin spatial lorsque celui-ci passe à proximité. En étudiant les retards ou les accélérations subies par le vaisseau, les scientifiques peuvent sonder l’intérieur du satellite et savoir notamment comment s’y répartissent les masses. Leur conclusion est donc que Titan, composé pour moitié de roches et pour moitié de glaces, ne possède pas de noyau entièrement rocheux. S’il y a plus de roches en son centre, celles-ci restent mêlées à des glaces, preuve que sa chaleur interne n’a guère été élevée au moment de sa formation. Sinon, la glace aurait fondu en grande partie et les roches auraient coulé vers le centre. Avec un diamètre de plus de 5000 km, Titan est donc différent du satellite de Jupiter Ganymède, aussi gros mais au cœur rocheux. Cette particularité laisse supposer qu'il s’est constitué par une accrétion très lente de petits corps, ayant empêché une élévation importante de sa température interne. Cette découverte ne donne aucun indice sur la présence ou non d’un océan sous la surface glacée de Titan, d’une épaisseur de 500 km et quasiment dépourvue de roches. L’hypothèse reste valable et fait toujours l’objet d’investigations dans le but de la vérifier. Titan : 7 ans d'observation en une carte
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VII | Hypérion | Satellite de Saturne (n° VII), découvert en 1848 par W. Bond et, indépendamment, par W. Lassell. Nom international : Hyperion. Demi-grand axe de son orbite : 1 481 100 km. Période de révolution sidérale : 21,276 6 jours. Dimensions : 410 x 260 x 220 km. De forme irrégulière, il ne présente aucun signe d'activité interne, mais sa surface est criblée de cratères météoritiques, ce qui témoigne de son ancienneté : de tous les satellites de Saturne dont on a pu étudier la surface, il paraît être celui qui possède la surface la plus ancienne. On le présume constitué entièrement de glace. On explique sa forme irrégulière et allongée par l'existence, à proximité de son orbite, d'une zone chaotique pour les mouvements orbitaux du système Hypérion-Titan-Saturne. On présume qu'à l'instar de nombreux astéroïdes Hypérion a subi des collisions répétées avec d'autres petits corps, mais qu'à l'inverse de ce qui se produit généralement, les fragments issus de ces collisions, placés sur des orbites instables de la zone chaotique, se seraient dispersés au lieu de se réagglomérer. Certaines observations semblent indiquer, par ailleurs, des fluctuations rapides (sur une échelle de temps de quelques périodes orbitales seulement) de la vitesse de rotation du satellite sur lui-même et de la direction de son axe de rotation. Celles-ci seraient également le résultat de phénomènes chaotiques. |
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VIII | Japet | Satellite de Saturne (n° VIII), découvert en 1671 par Jean Dominique Cassini. Nom international : Japetus. Demi-grand axe de son orbite : 3 561 300 km (59 fois le rayon de Saturne). Période de révolution sidérale : 79,331 jours. Diamètre : 1 440 km. Densité : 1,0. Ce satellite, qui tourne toujours la même face vers Saturne, présente une étonnante particularité, remarquée dès le XVIIe siècle par J. D. Cassini et encore inexpliquée : son hémisphère arrière (celui qui se trouve en arrière par rapport à la direction du mouvement orbital) est très brillant, avec un pouvoir réfléchissant de l'ordre de 50 %, tandis que son hémisphère avant est extrêmement sombre avec un pouvoir réfléchissant de 3 à 5 % seulement. La frontière bien marquée et complexe entre régions claires et régions sombres de l'astre et la présence, sur l'hémisphère arrière, d'un certain nombre de cratères au fond obscur suggèrent que la matière sombre provient de l'intérieur même de Japet. |
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IX | Phoebé | Satellite de Saturne (n° IX), le plus extérieur, découvert en 1898 par l'américain W. H. Pickering. Nom international : Phoebe. Demi-grand axe de son orbite : 12 954 000 km. Période de révolution sidérale : 550,4 jours. Dimensions : 230 x 210 km. Cet astre se distingue des autres satellites de Saturne par son éloignement beaucoup plus grand de la planète, sa révolution rétrograde et la forte excentricité de son orbite : sans doute s'agit-il d'un astéroïde qui a été capturé par l'attraction de Saturne. Les photographies qu'en a fournies la sonde américaine Voyager 2 en 1981 révèlent un astre approximativement sphérique, tournant sur lui-même en 9 h environ, dont la surface est très sombre et rougeâtre. |
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X | Janus | Satellite de Saturne (n° X), découvert en 1966 par le français A. Dollfus. Demi-grand axe de son orbite : 151 500 km. Période de révolution sidérale : 0,694 jour. Dimensions : 198 x 152 km. Il décrit pratiquement la même orbite que le satellite Epiméthée (satellites coorbitaux) et contrôle, par un effet de résonance gravitationnelle, la limite extérieure de l'anneau A de Saturne. |
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XI | Epiméthée | Satellite de Saturne (n° XI), découvert en 1980 par une équipe d'astronomes dirigée par l'américain R. Walker. Nom international : Epimetheus. Demi-grand axe de son orbite : 151 420 km. Période de révolution sidérale : 16 h 39 min. Dimensions : 140 x 120 x 100 km. Il décrit pratiquement la même orbite que le satellite Janus. |
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XII | Hélène | Satellite de Saturne (n° XII), découvert en 1980 par les français Pierre Laques et Jean Lecacheux. Nom international : Helene. Demi-grand axe de son orbite : 377 400 km. Période de révolution sidérale : 2 737 jours. Diamètre : 32 km. Il décrit la même orbite que Dioné, dont il reste angulairement distant de 60°. Il orbite donc au point de Lagrange L4 du système Saturne-Dioné, il se situe donc sur la même orbite que Dioné, en avance d'1/6e de révolution et est parfois désignée par Dioné B. |
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Dioné B | Nom parfois donné au satellite de Saturne n°XII, découvert en 1980, officiellement dénomé Hélène en 1985. | |||||
XIII | Télesto | Satellite de Saturne (n° XIII), découvert en 1980 par les américain B. Smith, H. Reitsema, S. Larson et J. Fountain sur des photographies prises par la sonde Voyager 1. Nom international : Telesto. Dimensions : 30 x 16 km. Il décrit la même orbite que Téthys, dont il reste constamment écarté de 60° (satellite lagrangien) et, pour cette raison, il est appelé aussi Téthys B. |
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Téthys B | Nom parfois donné au satellite de Saturne n°XIII, découvert en 1980, officiellement dénomé Télesto. | |||||
XIV | Calypso | Satellite de Saturne (n° XIV), découvert en 1980 par l'américain B.A. Smith sur des photographies prises par la sonde Voyager 1. Diamètre : 20 km. Il gravite sur la même orbite que le satellite Téthys en se maintenant à 60° de celui-ci, constituant ainsi ce qu'on appelle un satellite lagrangien. On le désigne aussi sous le nom de Téthys C. Son diamètre est estimé à 20 km. |
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Téthys C | Nom parfois donné au satellite de Saturne n°XIV, découvert en 1980, officiellement dénomé Calypso. | |||||
XV | Atlas | Satellite de Saturne (n° XV) découvert en 1980 par l'américain R. Terrile grâce aux photographies prises par la sonde Voyager 1. Demi-grand axe de son orbite : 137 700 km. Période de révolution sidérale : 0,602 jour. Dimensions : 27 x 37 km. Il gravite à 1 000 km environ de la limite extérieure de l'anneau A. |
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XVI | Prométhée | Satellite de Saturne (n° XVI), découvert en 1980 par l'américain Stewart A. Collins sur des photographies prises par la sonde américaine Voyager 1. Nom international : Prometheus. Dimensions : 148 x 100 x 68 km. Prométhée est un satellite irrégulier de Saturne. Zoom sur Prométhée par la sonde CassiniLa sonde Cassini a réalisé le 27 janvier 2010 une vue sans précédent de Prométhée, un petit satellite de Saturne de 119 km de large. Prise à 36000 km de distance, l’image a une résolution de 217 m par pixel. |
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XVII | Pandore | Satellite de Saturne (n° XVII), découvert en 1980 par l'américain Stewart A. Collins sur des photographies prises par la sonde américaine Voyager 1. Nom international : Pandora. Dimensions : 103 x 79 x 64 km. Pandore est un satellite irrégulier de Saturne. |
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XVIII | Pan | Satellite de Saturne (n° XVIII), découvert en 1990 par l'américain M. Showalter sur des photographies prises en 1981 par la sonde américaine Voyager 2. Demi-grand axe de son orbite : 133 580 km. Période de révolution sidérale : 13 h 50 min. Diamètre : ~20 km. Pan est situé dans la division Encke dans les anneaux de Saturne. |
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Thémis | Satellite hypothétique de Saturne, qui aurait été découvert en 1900, sur des photographies, par l'astronome américain W.H. Pickering et observé à nouveau en 1904, mais qui n'a jamais été retrouvé depuis, et dont l'existence est considérée désormais comme trés douteuse. |
Pour plus d'information :
Saturne, la planète aux anneaux : http://www.astropolis.fr/articles/etude-du-systeme-solaire/Saturne/astronomie-saturne.html
Saturne (planète) : http://fr.wikipedia.org/wiki/Saturne_(plan%C3%A8te)
Satellites naturels de Saturne : http://fr.wikipedia.org/wiki/Satellites_naturels_de_Saturne
Satellites de Saturne - Astronoo : http://www.astronoo.com/satellitesDeSaturne.html
Soucoupe volante autour de Saturne : http://www.insu.cnrs.fr/a2419,soucoupe-volante-autour-saturne.html