SATURNE, planète
Structure interne de la planète
Seule une infime partie de Saturne, limitée aux niveaux de pression inférieure à environ 1 mégapascal (MPa, soit 106 Pa ou 104 hPa), est accessible à l’observation. C’est cette partie que nous appellerons « atmosphère » dans cet article. Aux niveaux de pression supérieure, on parle plutôt de l’« intérieur » de Saturne. Le niveau de pression 0,1 MPa, parfois abusivement appelé « surface », est souvent pris comme référence d’altitude (z = 0). Sous ce niveau, la pression et la température augmentent continûment avec la profondeur pour atteindre respectivement environ 5 térapascals (TPa, soit 1012 Pa) et de l’ordre de 10 000 0C au centre de la planète.
Structure interne de la planète Saturne
NASA ; EUF
La structure interne de Saturne ne peut être déduite que de modèles théoriques qui s’appuient sur les mesures de sa forme, de sa masse, de sa période de rotation et de son champ gravitationnel. Ce dernier, déterminé précisément par l’analyse des trajectoires des sondes Voyager et surtout de Cassini, fournit des informations précieuses sur la répartition de la masse en fonction du rayon. D’autres contraintes importantes pour ces modèles sont la composition chimique, notamment l’abondance de l’hélium, et la température à 0,1 MPa (de 135 à 140 K, soit de –1380C à –1330C). De ces modèles, on déduit l’existence d’une transition de phase vers des pressions d’environ 0,1 à 0,4 TPa (z ≈ –25 000 km) où le dihydrogène (H2) fluide se convertit graduellement en hydrogène « métallique » (H+) liquide, très conducteur. Dans cette région de transition, l’hélium n’est plus miscible dans l’hydrogène métallique et des gouttes riches en hélium, plus denses que le milieu ambiant, peuvent alors tomber en pluie vers les couches plus profondes. Enfin, au-delà de 1,5 TPa (z ≈ –50 000 km), se trouve vraisemblablement un cœur solide constitué d’éléments lourds (carbone, oxygène, azote, métaux, etc.), majoritairement sous forme de roches, de fer et d’eau. Sa masse serait comprise entre dix et vingt fois celle de la Terre (masse terrestre) tandis que la masse d’éléments lourds dans l’enveloppe fluide n’excéderait pas cinq masses terrestres.
La « pluie » d’hélium dans l’intérieur de Saturne libère de l’énergie gravitationnelle qui est convertie en chaleur. Les modèles d’évolution indiquent que, sans cette source d’énergie, Saturne se serait refroidie plus rapidement, atteignant sa luminosité (ou température effective) actuelle en seulement 2 à 2,2 milliards d’années. La séparation de phase entre l’hélium et l’hydrogène (venant du fait qu’ils ne sont pas miscibles à haute pression), qui a dû commencer environ 1,4 milliard d’années après la formation de la planète, permet donc d’expliquer l’excès d’énergie aujourd’hui émis par la planète et égal à 0,8 fois le rayonnement solaire qu’elle absorbe. Elle conduit aussi à un appauvrissement en hélium de l’atmosphère par rapport à l’abondance initiale protosolaire (27 % en masse).
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Écrit par
- Bruno BÉZARD : directeur de recherche au CNRS, Observatoire de Paris
Classification
Médias
Planètes géantes
Courtesy NASA / Jet Propulsion Laboratory
Saturne vue par la sonde Cassini
Space Science Institute/ JPL/ NASA
Principales caractéristiques de Saturne mises en perspective avec celles de Jupiter et de la Terre
Encyclopædia Universalis France
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