Les sondes spatiales ont montré que Jupiter, Uranus et Neptune possèdent également un système d'anneaux. Mais seul celui de Saturne est suffisamment éloquent pour être visible depuis la Terre. Une très bonne paire de jumelles permet de deviner les excroissances que forment les anneaux au plus fort de leur ouverture.

Galilée (1564-1642) les observa pour la première fois en 1610. En 1655, Christiaan Huygens (1629-1695) utilisant un télescope plus performant ne parvint pas à les retrouver. Il émit l'hypothèse que ces excroissances étaient un fin disque entourant la planète qui se présentait alors par la tranche, devenant ainsi inobservable depuis la Terre. Cette théorie sera confirmée quelques années plus tard. S'étendant sur 275 000 km d'un bord à l'autre pour une « épaisseur » de seulement 1 km, les anneaux de Saturne offrent un spectacle différent selon la période de l'observation.

L'axe de rotation de Saturne est incliné de 26,7° sur son plan orbital, qui forme lui-même un angle de 2,5° par rapport au plan de l'écliptique. En raison des positions relatives de la Terre et de Saturne, nous voyons l'ouverture des anneaux avec un angle qui varie de 0° à près de 30°. Lorsqu'ils sont vus exactement par la tranche — phénomène qui se présente deux fois par année saturnienne, soit un peu moins de quinze années terrestres — ils se dérobent complètement au regard en raison de leur faible épaisseur. La prochaine « disparition » aura lieu en mars 2025. Saturne se retrouve en opposition environ tous les 12,5 mois. Depuis sa distance, le Soleil est 9 fois plus petit que vu depuis la Terre.

La planète qui flotterait sur l'eau !

Présentant une structure interne identique à celle de Jupiter, Saturne se révèle cependant deux fois moins volumineuse et trois fois moins massive que sa géante voisine. En raison d'une gravité moins forte, sa densité est plus faible, elle est même inférieure à celle de l'eau ! C'est une caractéristique unique dans le Système solaire, hormis certains noyaux cométaires. L'axe de rotation de Saturne a une inclinaison comparable à celle de la Terre et Mars, en conséquence son atmosphère est également soumise à une activité saisonnière. D'une composition chimique identique à celle de Jupiter, mais deux fois plus éloignée du Soleil, elle en reçoit moins d'énergie. L'aspect de son atmosphère prend une allure plus sereine que celle rencontrée sur Jupiter. Allure trompeuse, certaines tempêtes saturniennes durent plusieurs mois au niveau de l'équateur — avec une vitesse des vents qui peut atteindre 1 800 km·h⁻¹ — avant de se dissiper.

Le pôle Nord de Saturne est affublé d'un étrange « nuage hexagonal » d'une teinte bleutée, qui vire parfois au jaune, d'environ 14 000 km de côté et d'une épaisseur estimée à environ 100 km. Sa période de rotation coïncide avec celle des émissions radio en provenance de l'intérieur de la planète. L'explication du phénomène serait une vitesse variable des vents, qui circulent à plus de 360 km·h⁻¹, sur le contour de l'hexagone d'Ouest en Est aux différentes latitudes.

Saturne effectue une rotation en seulement une dizaine d'heures. Avec un diamètre équatorial de 120 536 km et un diamètre polaire de 108 728 km, la planète présente un aplatissement de 9,8% perceptible sur les photographies. Cette autre caractéristique est la plus importante de toutes les planètes du Système solaire, par comparaison l'aplatissement polaire de la Terre est inférieur à 0,3%, il est de 6,5% pour Jupiter.

Structure interne et des anneaux

La structure interne de Saturne est assez proche de celle de Jupiter en composition, seules les proportions sont assez différentes. La couche supérieure — la « surface » qui nous est visible — est essentiellement constituée de nuages d'ammoniac sur une épaisseur de 1 000 km. Comme Saturne ne reçoit que 1% du rayonnement reçu sur Terre, la température n'y dépasse pas les −140 °C. En dessous se trouve une couche d'hydrogène liquide et d'hélium ➀ qui surplombe une couche d'hydrogène métallique ➁. La partie centrale abrite vraisemblablement un noyau solide ➂ constitué d'éléments lourds, majoritairement sous forme de roches et de fer, dont la température avoisine les 10 000 °C. Sa masse serait comprise entre dix et vingt masses terrestres. Ces données théoriques proviennent pour beaucoup de l'analyse des perturbations de trajectoires des sondes Voyager et Cassini, qui ont fourni des informations cruciales sur la répartition de la masse en fonction du rayon de la planète, ajoutées aux contraintes liées à la composition chimique. La rotation du noyau génère un champ magnétique, équivalent à celui de la Terre, qui donne naissance à des aurores polaires couplées à de faibles ceintures de radiation.

Les anneaux de Saturne constituent l'un des éléments les plus marquants du Système solaire, ils s'étendent entre 7 000 et 72 000 km de distance du globe de la planète pour la partie la plus visible. Une structure nettement plus ténue existe jusqu'à 275 000 km. Essentiellement composés de glace et de poussière, dont la taille varie de quelques micromètres à quelques centaines de mètres, ce qui explique leur albédo élevé (0,2 à 0,6), ils forment des bandes concentriques espacées d'orbites quasiment vides de toute matière. Deux de ces zones sont particulièrement visibles depuis la Terre : la division de Cassini ➃ et la lacune de Encke ➄. La division de Cassini, large de 4 500 km, est baptisée en l'honneur de Jean-Dominique Cassini (1625-1712) qui l'observa pour la première fois en 1675. La lacune de Hencke, 325 km de large, rend hommage à Johann Franz Encke (1791-1865) qui la découvrit en 1837. Il ne faut pas confondre ce dernier avec l'astronome amateur allemand Karl Ludwig Hencke (1793-1866), le découvreur des astéroïdes Astrée et Hébé.

La présence de « microsatellites » au sein des anneaux explique le nettoyage de certaines orbites, le satellite Pan serait responsable de la lacune de Encke. Les termes « division » et « lacune » correspondent à la nomenclature de l'Union Astronomique Internationale. L'existence de ces anneaux ne daterait pas de la formation du Système solaire, mais serait temporaire et récente : quelques centaines de millions d'années. Le scénario qui prévaut est la dislocation par les forces de marée d'un gros satellite différencié suite à une migration de son orbite à la limite de Roche, cette dernière se situe au bord externe des anneaux. Les couches supérieures glacées de ce satellite auraient formé les anneaux, le noyau s'intégrant à la planète.

Le satellite Titan

Comme pour Jupiter, la grande majorité des satellites de Saturne ne dépassent pas les quelques kilomètres de dimension. Le plus gros d'entre-eux mesure cependant 5 150 km de diamètre : Titan. C'est le deuxième satellite du Système solaire par la taille, après Ganymède avec qui il partage le fait d'être plus imposant que la planète Mercure. Une autre particularité de Titan est de posséder une atmosphère composée à 90% d'azote, le reste étant surtout du méthane. Cette atmosphère étant particulièrement opaque, seule une observation en infrarouge a permis de percevoir quelques structures à sa surface.

Il aura fallu attendre la mission Cassini, et son module de descente Huygens, pour mieux connaître ce satellite qui semble assez proche de notre Terre à son état originel. Le relief du sol de Titan est sculpté par le cycle du méthane qui, comme l'eau pour la Terre, montre la présence de nuages, de pluies et de lacs. La zone équatoriale de Titan révèle une alternance de montagnes peu élevées, mais aux flancs escarpés, et de collines. Ces dernières sont érodées par des chenaux fluviaux asséchés qui se rejoignent vers de vastes dépressions jonchées de galets de glace probablement charriés par d'anciens écoulements de méthane. Malgré une température moyenne au sol de −180 °C, Titan reste un objet pouvant abriter une chimie prébiotique…

1. la distance est le ½ grand axe de l'orbite en km ;
2. l'orbite est la période orbitale donnée en jours ;
3. m_v est la magnitude apparente maximale ;
4. e-max est l'écartement maximum du satellite au bord de Saturne.