Généralités sur Saturne et Titan
Plan de la page :
- Saturne
et Titan dans notre système solaire.
- Description
de Saturne.
- Description
de Titan.
La place de Saturne et Titan dans le système solaire
Principales propriétés des planètes
(et du satellite Titan) du Système
Solaire
| Planète |
Distance/Soleil (u.a.) |
Période orbitale |
Période de rotation |
Masse (g) |
Rayon à l'équateur (km) |
Densité (g/cm3) |
Gravité à la surface (m/s2) |
Vitesse de libération (km/s) |
| Mercure |
0.3871 |
88 j. |
58.6462 j. |
3.3×1026 |
2440 |
5.43 |
3.70 |
4.4 |
| Vénus |
0.7233 |
224.6 j. |
243.02 j. |
4.8×1027 |
6052 |
5.20 |
8.87 |
10.4 |
Terre
(référence) |
1 |
365.242 j. |
23.9345 h. |
6×1027 |
6378 |
5.52 |
9.78 |
11.2 |
| Mars |
1.5237 |
1.88 an |
24.62 h. |
6.4×1026 |
3396 |
3.91 |
3.69 |
5.0 |
| Jupiter |
5.2026 |
11.85 ans |
9.84 h. |
1.9×1030 |
71492 |
1.33 |
23.12 |
59.5 |
Saturne
 |
9.55 |
29.42 ans |
10.65 h. |
5.7×1029 |
60268 |
0.69 |
8.96 |
35.5 |
Titan
(Satellite de Saturne)
 |
-- |
-- |
15.9 j. |
1.3×1026 |
2575 |
1.88 |
1.35 |
2.45 |
| Uranus |
19.21 |
83.75 ans |
17.24 h. |
8.7×1028 |
25559 |
1.32 |
8.69 |
21.3 |
| Neptune |
30.11 |
163.7 ans |
16.11 h. |
1×1029 |
24766 |
1.64 |
11.0 |
23.5 |
| Pluton |
39.55 |
248.02 ans |
6.4 j. |
1.3×1025 |
1150 |
2.0 (?) |
0.66 |
1.1 |
Orbites des 9 planètes du système solaire vues d'un point
d'observation éloignés situé à la verticale du Soleil.
Image réalisée grâce au "Solar system simulator"
(site web administré par le laboratoire JPL de la NASA).
Pour voir s'animer le systeme solaire, cliquez ici ou là.
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Saturne
 |  |
Saturne, visible
à l'oeil nu | Saturne, observée puis
dessinée par Huygens
en 1675 |
Saturne est la planète la plus distante encore visible à l'oeil nu. C'est la sixième planète de notre système solaire en partant du Soleil et la deuxième plus grosse.
Son orbite se situe bien au delà de la ceinture d'astéroïdes dans la région que l'on appelle
le système solaire externe. Ici, dans un monde glacé, règnent les planètes géantes gazeuses : Jupiter, Uranus et Neptune, outre Saturne.
Saturne est reconnue comme étant une planète (astre en mouvement dans le ciel) depuis l'antiquité. Il a fallut pourtant attendre les premières observations de Galilée (1610) puis de Huygens (1659)
pour découvrir la véritable nature de Saturne et de ses anneaux, fait alors inconnu pour l'époque. Nous savons
aujourd'hui que Jupiter possède également des anneaux, comme en fait toutes les autres Géantes. Saturne demeura néanmoins la planète aux anneaux
durant plus de trois siècles, jusqu'en 1977.
 |  |
| Les planètes géantes | Les profils de temperature des 4 géantes |
L'intérieur de Saturne
 |
Saturne a la plus petite densité des planètes de notre système solaire : 0,69 g/cm3 (1 g/cm3 étant celle de l'eau). Sa surface est balayée
par des vents très violents : 1 800 km/h. La composition chimique de son manteau est dominée par l'hydrogène moléculaire (97 %) et
l'hélium (3 %) auxquels s'ajoutent quelques éléments traces (amoniac et méthane). Comme toutes les géantes, elle possède en son coeur un noyau rocheux (dont la température atteint 12 000 K) recouvert d'une nappe d'hydrogène métallique liquide, puis d'une autre
d'hydrogène mêlée à de la glace (voir schéma). Ceci engendre la présence autour de Saturne d'un intense champ magnétique. Saturne possède également la particularité
d'émettre plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil du fait notamment de processus de séparation de phase de l'hélium et de sédimentation procurant ainsi une source propre
d'energie interne. Cela permet d'expliquer la brilliance particulière de Saturne dans le ciel nocturne.
Détails sur les anneaux de Saturne
 |  |
Ses anneaux, eux aussi, sont très lumineux et de fait facilement observables à l'aide d'un petit téléscope. Bien qu'il y en ait en réalité une infinité, on a classé les anneaux en 7 grandes catégories : 2 plus larges et 5 plus fins désignés par les 7 premières lettres de l'alphabet (détails). Ils sont constitués de milliers de
particules mesurant entre quelques microns et 10 mètres, voire probablement quelques kilomètres pour certains d'entre eux. Même si leur diamètre atteint 250 000 km, leur épaisseur n'éxcède pas 200 mètres. Les
anneaux sont essentiellement composés de glace ou de roches mélangées avec de la glace (vidéo de démonstration).
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| Les anneaux et les principaux satellites de Saturne |
Fin 1999, on recensait pour Saturne dix-huit satellites (enregistrés et nommés) orbitant généralement autour de la planète de manière synchrone.
Le total se porte officiellement aujourd'hui à 30 satellites de taille, forme et composition chimique extrêmement variés.
Le plus gros satellite de Saturne est Titan. Celui-ci possède un diamètre de 5 150 km (plus grand que la planète Mercure). Viennent ensuite Rhéa, Japet, Dioné et Thétys dont le diamètre se situe
pour chacun entre 1 000 et 1 500 km environ. Les satellites les plus proches de Saturne sont surnommés les satellites bergers ; il s'agit de Pan (à 134 000 km de la planète), Atlas, Prométhée et Pandore.
Ensuite, du plus proche au plus lointain, sont également recensés : Epimethée, Janus, Mimas, Encelade, Thétys, Télesto, Calypso, Dioné, Hélène, Rhéa, Titan, Hypérion, Japet et enfin Phoebe (orbitant à 13 millions de
kilomètres de Saturne). La liste complète des satellites orbitants autour de Saturne est référencée et régulièrement mise à jour sur le site de l'Institut de Mécanique céleste et de calcul des Ephémérides.
Pour plus de renseignements :
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Titan
Titan est le plus gros satellite de Saturne et le second
satellite en diamètre de tout le système solaire après Ganymède, satellite de Jupiter.
Il est notamment plus gros que Pluton et Mercure (voir photos
comparatives). Il orbite à 1211830 km de Saturne, soit près de 20 rayons saturniens.
 |  |
Saturne et Titan imagés
par la sonde CASSINI
distante de 2 a.u.
(21/10/2002) | Comparaison en taille entre
les planètes telluriques et
quelques satellites |
Spectre infrarouge de Titan, centré sur les bandes du méthane (1944, Kuiper)
 |
Depuis 1944 et la découverte de méthane gazeux dans les premiers spectres infrarouges du satellite par le professeur Kuiper, nous savons que Titan possède une atmosphère (fait rare pour un satellite).
Alors que les observations se multipliaient, celle-ci s'est révélée être plus étendue et plus dense que la plupart des atmosphères connues dans le système solaire (notamment celle de la Terre).
Modèle d'intérieur de Titan
 |
Après le passage des sondes Voyager 1 et 2 au plus près du satellite, respectivement en 1981 et 1982, notre connaissance de Titan et de sa mystérieuse atmosphère s'est grandement développée, quoique sa surface fut invariablement cachée par une épaisse couche de brume orangée.
Grâce aux données enregistrées par ces deux sondes jumelles, de nombreuses propriétés de Titan ont pu être déterminées. La température au sol est de 95 K et la pression de 1.5 bars environ (1.5 fois celle de la Terre au niveau de la mer). La densité de Titan est de 1.881 g/cm3. Il est donc probable que
l'intérieur de Titan soit constitué d'un mélange de silicates, de glace d'eau et de fer. D'autres glaces, comme celle de NH3 (molécule déjà présente dans la nébuleuse primordiale à l'origine du système solaire), pourraient s'y trouver également mélangées.
 |  |
Composition chimique
de l'atmosphère de Titan | Chimie responsable
de la production des espèces
carbonées majoritaires |
Sa surface, qui est encore très mal connue, est masquée par
une épaisse atmosphère, constituée
essentiellement d'azote moléculaire (90 a 98 %) et de méthane
(2 a 10 %), ainsi que d'un brouillard omniprésent d'aérosols
(polymères complexes produits directement à l'état solide composés d'atomes d'H, C, O et N
en proportion encore inconnue - appelés "tholins"). Cette atmosphère est le
théâtre d'une chimie carbonée et azotée
extremement active engendrée par le rayonnement solaire
ultraviolet (photochimie), les particules chargées accélérées
par la magnetosphère de Saturne ou encore les rayons
cosmiques. Cette chimie est à l'origine d'une large production
de composés organiques d'une étonnante diversité
et complexité ; du produit le plus simple, l'éthane -
C2H6 - jusqu'aux polymères de HCN (tableaux récapitulatifs : composition de l'atmosphère et principales réactions photochimiques). Une partie de ces produits
de réactions s'échappe de l'atmosphère de Titan
(les plus légers), mais une majorité est transportée,
mélangée, finissant par sédimenter vers la surface par
simple gravité.
Cycle du méthane sur Titan
 |
Notre connaissance des propriétés de la basse atmosphère de Titan (moyenne stratosphère et troposphère
à partir de 100-120 km d'altitude) est limitée par l'épaisse couche de brume orangée omniprésente qui
l'englobe. Une condensation fragmentée de ces
espèces carbonées et azotées pourrait se produire au fur
et à mesure que se présentent des conditions de
température et pression favorables au changement de phase.
Cela se déroulerait en principe aux environs du piège
froid de la tropopause (70 K à l'altitude de 42 km) et en deçà. Les
hydrocarbures et nitriles précipiteraient alors vers la surface sous
forme de pluie éparse ou de glace. Sous les conditions particulières de température et de
pression de la basse atmosphère de Titan, les gouttes de pluie d'hydrocarbures pourraient
théoriquement atteindre des diamètres de 9 mm, mais avec des densités très faibles (de
l'ordre de quelques dizaines de gouttes par m3). On parle dans ce cas de "pluie sans nuage".
Il pourrait ainsi exister à la surface de
Titan de multiples lacs de méthane et/ou éthane
liquides et des sommets montagneux recouverts de givres
d'hydrocarbures. Un cycle (le cycle du méthane)
contrôlant la climatologie du satellite pourrait alors s'instaurer, à l'instar du cycle de l'eau sur Terre.
Ce satellite représente une chance inouïe de pouvoir étudier à l'échelle planétaire et sur des temps géologiques la chimie prébiotique que l'on pense avoir précédé
l'apparition de la vie sur Terre (atmosphère réductrice composée majoritairement d'azote et de méthane).
 |
Modèle simplifié de l'atmosphère
de Titan |
Comme nous l'avons vu précédemment, la surface de Titan nous est masquée dans les longueurs d'onde UV/visible par une couche dense de brume, composée
essentiellement d'aérosols (les "tholins", particules ressemblant à de la suie) d'origine photochimique et probablement
à plus basse altitude de nuages ou de pluies d'hydrocarbures. Cependant certaines observations, à de plus grandes longueurs d'onde,
permettent de percer plus profondément l'atmosphère de Titan et de sonder ainsi des altitudes bien plus basses, voire la surface.
Des observations infrarouges entre les bandes d'absorption du méthane ont été réalisée, notamment par de grands télescopes au sol (CFHT, Keck)
et par le HST. Celles-ci révèlent clairement des inhomogénéités de surface avec des régions sombres et brillantes, incompatible avec l'hypothèse d'un océan global.
Des observations radars conduisent aux mêmes conclusions avec des mesures de réflectivité variant de 20 à 70% suivant les régions de la surface de Titan observées.
D'après toutes ces données, il est aujourd'hui possible de dresser un scénario de la composition et la morphologie de la surface de Titan : une partie recouverte
de dépôts d'hydrocarbures liquides (lacs ou mers localisés), le reste étant composé de roches et/ou de glaces.
 |
La surface de Titan en infrarouge (0.94 microns)
vue par le HST (Octobre 1994) |
Voici une synthèse des composés (et de leur phase) susceptibles de se trouver à la surface de Titan :
- Méthane liquide (CH4) mélangé à de l'azote
(N2) et du propane (C3H8) dissouts
- Hydrocarbures minoritaires liquides et solides,
dont l'éthane (C2H6) et l'acétylène (C2H2)
- Couche de "tholins"
- Eau liquides et solides
- NH3 liquides et solides
- Roches silicatées
Pour plus de renseignements :
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