SATURNE

La planète Saturne

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 HELIUM

Au 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

En bleu, l'étrange aurore boréale observée dans l'infrarouge par Cassini a été superposée à une vue infrarouge (en rouge) des profondeurs de l'atmosphère de Saturne.

La sonde Cassini a photographié en novembre 2008 une étrange aurore boréale sur Saturne. C'est son étendue, qui ne se limite pas à un anneau, comme sur la Terre ou Jupiter, qui intrigue le plus les astrophysiciens. Observée dans l'infrarouge « cette aurore couvre une énorme zone au-dessus du pôle nord, précise Tom Stallard, de l'université de Leicester. Or selon nos théories sur la formation des aurores sur Saturne, cette zone devrait être vide. » L'observation de Cassini est donc « une fantastique surprise. »
Sur Saturne comme sur Terre, les aurores sont provoquées par la collision avec l'atmosphère de particules énergétiques capturées par le champ magnétique de la planète et accélérées vers les pôles. La façon dont la magnétosphère de Saturne interagit avec le vent solaire, grand pourvoyeur de particules, ne semble donc pas totalement expliquée.

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.
La planète Saturne vue par Hubble le 24 février 2009 entre 12 h 12 et 15 h 27 TUCette série d’images a été prise le 24 février 2009, entre 12 h 12 et 15 h 27 TU. Dans ce laps de temps, Hubble a vu défiler quatre satellites devant Saturne. Sur le premier cliché, un corps plus gros que Mercure accroche le regard et projette une ombre imposante : il s’agit de Titan, large de 5151 km. À ses côtés, Mimas, 418 km, passe inaperçu. Il est juste au-dessus de l’anneau. Sur l’image réalisée 2 h 10 plus tard, Mimas quitte le disque de Saturne et laisse place à Dioné (1118 km) et Encelade (513 km). La troisième image montre ces deux derniers satellites vers le centre du globe.

La planète Saturne vue par la sonde Cassini le 26 juillet 2009 Une lune au sein des anneaux de Saturne ? Les astronomes pensaient la chose improbable. C'est pourtant ce que revèle cette image exceptionnelle obtenue par la sonde Cassini le 26 juillet 2009 alors qu'elle croisait à 296000 km de la planète géante. Un objet brillant projette une ombre de 41 km sur la surface glacée de l'anneau B. Compte tenu de l'éclairage rasant du Soleil à l'approche de l'équinoxe saturnien (le 4 septembre prochain), les astronomes ont calculé que l'objet dépassait d'environ 200 m. S'il circule exactement dans le même plan que l'anneau, cela signifie qu'il mesure au moins 400 m de diamètre. A l'inverse d'autres petits satellites découverts aux abords de l'anneau A, celui-ci ne crée pas un vide - un sillage - le long de sa trajectoire.

Saturne donne du fil à retordre aux chercheurs sur un problème tout simple : quelle est sa vitesse de rotation ?
Sur une planètes telluriques, il suffit d'observer le sol pour avoir la réponse. L'affaire se corse dans le cas d'une planète gazeuse sans coeur solide. En appliquant une méthode éprouvée pour Jupiter, l'observation du champ magnétique, la sonde Cassini avait déjà découvert, depuis les mission Voyager, un ralentissement de la vitesse de rotation de 8 minutes. Ce critère n'étant pas fiable, les chercheurs se sont donc rabattus sur la vitesse des courants-jets observés dans l'infrarouge, et trouvent cette fois-ci une durée de 10 h 34 min, inférieure de 4 minutes à la valeur communément admise.

Le plus gros anneau de Saturne mesure environ 24 millions de kilomètres de diamètre. Il se confond avec l'orbite elliptique de Phoebé, le lointain satellite de la planète. D'où l'idée que les particules le constituant viennent de Phoebé et se déposent ensuite sur Japet, qui flirte avec la limite interne de l'anneau. Depuis qu'ils observent Saturne, les astronomes n'avaient jamais remarqué qu'elle était entourée par un gigantesque anneau ! Un tore de poussières glacées qui s'étend jusqu'à plus de 12 millions de kilomètres de la planètes géante - soit 40 fois plus loin que ceux, bien connus, qui ceignent Saturne. Sa seule différence avec les majestueux anneaux découverts en 1655 par Huygens : il est indécelable en lumière visible. Il a fallu des observations ciblées menées avec le télescope spatial Spitzer pour le révéler. Par sa sensibilité aux infrarouges, le satellite a été le seul à mettre en évidence l'émission thermique extrêmement faible de particules congelées à -193°C et très dispersées - rien à voir avec celles des anneaux "classiques" qui s'entrechoquent régulièrement.
"Ses particules sont si éparses que si vous étiez dans l'anneau, vous ne le sauriez pas", précise Anne Verbiscer de l'université de Virginie (Etats-Unis). Voilà pourquoi cet anneau géant, qui occupe sur la voûte céleste un diamètre apparent équivalent à deux fois la Pleine Lune, était resté jusqu'à présent invisible aux télescopes traditionnels.
Cette découverte pourrait bien mettre un terme à une énigme : celle du double visage de Japet, l'un des satellites de Saturne. Celui-ci possède un hémisphère blanc et l'autre sombre. Une curiosité que les astronomes attribuaient à des particules venues de Phoebé, un minuscule satellite qui gravite en sens inverse de tous les autres, à environ 13 millions de kilomètres de la planète. Or, le nouvel anneau tourne dans le même sens que Phoebé et dans le même plan, avec une inclinaison d'environ 27° par rapport aux autres membres du système saturnien.
Ses particules peuvent donc, comme l'imaginaient les spécialistes, migrer vers Saturne et frapper de plein fouet l'hémisphère "avant" de Japet, qui croise à 3,5 millions de kilomètres de la planète.
"Ce nouvel anneau fournit une preuve convaincante de la relation entre les deux satellites", note Douglas Hamilton, de l'université du Maryland (Etats-Unis), coauteur de la découverte. Et Phoebé serait à l'origine de l'anneau lointain, alimenté par la poussière arrachée au petit satellite lors des impacts météoritiques.
L'anneau géant vu en IR par le télescope spatial Spitzer a une épaisseur d'environ 20 fois le diamètre de Saturne
Eclipse totale de Soleil par Titan sur Saturne le 7 novembre 2009 Cette image de la sonde Cassini datée du 7 novembre 2009 est en noir et blanc et n'a encore subi aucun traitement. Mais elle montre un événement assez rare : la projection de l'ombre de Titan sur les nuages de Saturne. Ce phénomène survient en série lorsque Saturne est à l'équinoxe. Vu de Saturne, un observateur aurait ainsi eu droit à une éclipse totale de Soleil.
Vue sur l'étrange ceinture hexagonale qui encercle le pôle nord de Saturne Vous aurez peut-être peine à le croire, mais cette image représente très exactement le pôle nord de Saturne. A vrai dire, personne n’a une idée très claire de la façon dont cet insolite système nuageux hexagonal qui enserre le pôle nord de Saturne a bien pu se former. Et, lorsqu’on s’interroge sur la question de savoir comment il peut maintenir sa forme et combien de temps il durera, le mystère s’épaissit encore. Observée pour la première fois lors des survols de Saturne menés par les sondes spatiales Voyager au début des années 1980, personne n’a revu depuis pareille structure dans tout le système solaire. Déjà visible dans l’infrarouge dès les débuts de la mission de la sonde spatiale Cassini, le mystérieux hexagone apparaît à présent en pleine lumière. La sonde spatiale a donc pu photographier diverses phases de sa rotation en lumière visible de façon à pouvoir la restituer sous la forme d’une petite animation. Le centre exact du pôle n’ayant pu être parfaitement photographié, il a été exclu. Cette animation révèle de nombreux mouvements de nuages inattendus, comme des sortes d’ondulations émanant des sommets de l’hexagone. Avec cette insolite formation nuageuse, les planétologues ont manifestement encore du pain sur la planche. Cette structure quasi immobile, traversée par des courants-jets, s'enfonce prodondément dans l'atmosphère.

Ces taches blanches sur l'anneau principal de Saturne sont des nuages de particules glacées. Leur origine reste un mystère.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.
Ces structures, appelées « spokes » par les astronomes, ressemblent à de gigantesques traces de doigts laissées sur les anneaux. Leurs premières observations remontent à 1980 par les sondes Voyager. Elles apparaissent tantôt sombres, tantôt lumineuses selon leur angle d’inclinaison mais toujours perpendiculaires aux anneaux.
Ces taches sont dues à des nuages de particules se formant au-dessus du plan de l’anneau B, le plus dense et le plus large des anneaux de Saturne. Probablement relié au champ magnétique de la planète, le phénomène, éphémère, survient autour des équinoxes de la planète géante.
Malgré cette avancée, son origine demeure mystérieuse. Perturbations électriques provenant d’orages saturniens, débris soulevés par les impacts météoritiques sur les anneaux ou piégeage de particules le long des lignes de champ magnétique sont quelques-unes des hypothèses pour tenter de l’expliquer.
E. d’Aversa, de l’Institut de physique de l’espace interplanétaire à Rome, auteur de la découverte, estime que le fait de connaître la taille minimale des particules, ainsi que leur composition, permettra de mieux comprendre quelles forces sont en jeu dans la formation des « spokes ».

DE NOMBREUX SATELLITES

Saturne 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).

SATURNE
Distance moyenne
au Soleil en U.A.
9,54
en millions de km 1426,98
Période de révolution
sidérale (en années)
29,458
Vitesse moyenne
sur l'orbite (en km/s)
9,67
Inclinaison de l'orbite
sur l'écliptique
2° 29'
Diamètre équatorial
(en km)
120536
Aplatissement du globe 0,098
Masse (si Terre = 1) 95,181
Densité (g/cm3) 0,69
Durée de la rotation
à l'équateur
10,22 h
Albédo
(coefficient de réflexion)
 
Pesanteur à la surface
(en cm/s²)
905
Numéro Nom Description
I Mimas Mimas photographié par Voyager 2 (NASA)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.
II Encelade Cette image-mosaïque d'Encelade a été prise en 1981 par la sonde Voyager 2Satellite 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.
Encelade vue par Cassini en mars 2008 avec ses cratères jumeaux avec un pic central...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.
Encelade, un satellite de Saturne zébré de faillesLa 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.
Sur cette image brute réalisée à 10000 km d'Encelade, les jets s'échappant des failles sont bien visiblesLe 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.
III Téthys TéthysSatellite 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.
IV Dioné DionéSatellite 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 Titan

Cette image montre Dioné passant devant Titan. Les deux satellites de Saturne ont été photographiés le 12 avril 2010.Dans 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.
V Rhéa RhéaSatellite 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 Rhéa

Rhéa, 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.
VI Titan TitanLe 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 Titan

Cette vue en fausses couleurs réalisée par le radar de la sonde Cassini montre les lacs à la surface de Titan Les 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 liquide

Le lac Ontario (la grande surface sombre en haut à gauche de l’image) est situé près du pôle Sud de Titan C'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

Formation orageuse sur le satellite Titan, vue par le télescope de 8,2 m Gemini Nord Pour la première fois, une tempête géante a été observée sur Titan en 2009. Sur les images prises par deux télescopes américains installés au Mauna Kea (Hawaï) [Gemini Nord], des nuages apparaissent sur le satellite de Saturne à 30° de latitude sud, avant de s'étendre vers l'équateur et le pôle. Jusqu'ici, d'après les propriétés de son atmosphère, Titan était supposé incapable de tels événements. La tempête, qui a duré trois semaines, vient prouver le contraire. Ce genre de phénomène pourrait être accompagné de pluies de méthane; cela expliquerait les anciens lits de rivière observés près de l'équateur par la sonde Huygens, en 2005.

Disparité nord-sud pour les lacs de Titan

Apès 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 mêlées

Le cœur de Titan est un mélange de roches et de glaces. Sous la surface glacée de 500km d'épaisseur, se cache peut-être un océan liquide (en bleu).Le 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

Sur cette mosaïque, des couleurs ont été utilisées pour traduire les différentes compositions. Par exemple, les dunes équatoriales sont représentées en marron. En novembre 2011, depuis son arrivée dans le système de Saturne en juillet 2004, la sonde Cassini a effectué 78 survols de Titan, le plus gros satellite de la planète aux anneaux. A chaque fois, l'instrument Vims l'a photographié. Sensible à l'infrarouge, il a pu traverser l'épaisse couche d'azote qui masque la surface dans le rayonnement visible. Une équipe internationale menée par Stéphane Le Mouelic (université de Nante) a compilé toutes ces images pour produire une carte globale de la surface de Titan. Sur chaque cliché, la luminosité a été ajustée et l'effet des perturbations atmosphériques, gommé. Certains d'entre eux ont une résolution de 500 m par pixel...
VII Hypérion Hypérion, photo prise par la sonde Cassini (NASA)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.
VIII Japet JapetSatellite 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.
IX Phoebé PhoebéSatellite 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.
X Janus JanusSatellite 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.
XI Epiméthée Épiméthée vue par la sonde Cassini en 2005Satellite 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.
XII Hélène Hélène vue par Cassini-Huygens le 20 juillet 2007Satellite 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.
Dioné B Nom parfois donné au satellite de Saturne n°XII, découvert en 1980, officiellement dénomé Hélène en 1985.
XIII Télesto TélestoSatellite 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.
Téthys B Nom parfois donné au satellite de Saturne n°XIII, découvert en 1980, officiellement dénomé Télesto.
XIV Calypso Calypso, vue par la sonde Cassini d'une distance de 101 000 km le 23 septembre 2005Satellite 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.
Téthys C Nom parfois donné au satellite de Saturne n°XIV, découvert en 1980, officiellement dénomé Calypso.
XV Atlas Atlas, vue par la sonde CassiniSatellite 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.
XVI Prométhée ProméthéeSatellite 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 Cassini

Le satellite de Saturne Prométhée, vu en détail 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.
Deux traits sombres et diffus sont visibles en haut, à gauche du satellite. Il s’agit de l’ombre des anneaux de Saturne. Prométhée est en effet tout proche de l’anneau F (le plus extérieur des anneaux visibles), avec lequel il est en étroite interaction. Cette vue en couleur a été traitée à partir d’images brutes, réalisées avec des filtres ultraviolet, vert, et infrarouge.

XVII Pandore PandoreSatellite 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.
XVIII Pan PanSatellite 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.
  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