SATURNE, planète

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Formation de Saturne

Comme les autres planètes géantes, Saturne s’est formée dans un disque protoplanétaire, la nébuleuse solaire primitive, loin du Soleil naissant, au-delà de la ligne des glaces (région au-delà de l’orbite de Mars et où l’eau est condensée en glace), il y a 4,5 milliards d’années. Le mécanisme de formation le plus communément admis est celui où se construit tout d’abord un cœur solide de roches et de glaces par accrétion de petits corps solides (planétésimaux) et d’embryons planétaires précédemment formés dans le disque protoplanétaire. Lorsqu’il atteint une dizaine de masses terrestres, ce cœur peut capturer par attraction gravitationnelle le gaz présent dans le disque. L’accrétion de gaz s’emballe alors et domine la croissance de la planète jusqu’à ce que celle-ci atteigne une masse suffisante pour créer un sillon dans le disque et vider la région autour d’elle – ce qui entraîne une croissance moins rapide de la planète par manque de matière. Un tel modèle permet d’expliquer la présence vraisemblable d’un cœur solide au centre de Saturne et, par l’accrétion simultanée de gaz et de planétésimaux, la plus forte proportion d’éléments lourds observée dans l’enveloppe gazeuse de Saturne par rapport au Soleil. Une difficulté de ce modèle est de former Saturne en seulement quelques millions d’années, avant que le gaz ne disparaisse du disque protoplanétaire. Dans ce processus, la formation du cœur est l’étape limitante en temps, mais des modèles plus récents proposent des mécanismes séduisants pour former suffisamment rapidement des embryons planétaires dépassant la centaine de kilomètres.

Une planète en formation interagit dynamiquement avec le gaz constituant le disque protoplanétaire, ce qui induit généralement, pour une planète isolée, sa migration vers l’intérieur de la nébuleuse. Toutefois, la migration du proto-Saturne ne peut être découplée de celle du proto-Jupiter, plus massif. Il est vraisemblable que, lors de leur migration vers le centre de la nébuleuse solaire, Jupiter et Saturne soient entrées en résonance de moyen mouvement 3:2 (ce qui signifie que Jupiter effectuait trois révolutions autour du Soleil pendant que Saturne en effectuait deux). Dans le scénario du Grand Tack (« grand virement de bord »), proposé en 2011 pour expliquer l’évolution précoce du système solaire, cette entrée en résonance se produit alors que Saturne est à environ 2 unités astronomiques (UA) du Soleil. La migration change alors de sens et les deux planètes repartent ensemble, toujours en résonance 3:2, vers l’extérieur de la nébuleuse solaire primitive jusqu’à la dissipation de cette dernière. Saturne, qui se trouve alors à environ 8 UA du Soleil, rejoindra ensuite son orbite actuelle (9,55 UA) plusieurs centaines de millions d’années plus tard, après une période de forte instabilité dynamique causée par l’interaction des planètes géantes avec les planétésimaux résiduels.

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Saturne vue par la sonde Cassini

Saturne vue par la sonde Cassini
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Planètes géantes

Planètes géantes
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Principales caractéristiques de Saturne mises en perspective avec celles de Jupiter et de la Terre

Principales caractéristiques de Saturne mises en perspective avec celles de Jupiter et de la Terre
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Aspect changeant de Saturne observé par Huygens

Aspect changeant de Saturne observé par Huygens
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Écrit par :

  • : directeur de recherche au CNRS, Observatoire de Paris

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Pour citer l’article

Bruno BÉZARD, « SATURNE, planète », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 14 janvier 2022. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/saturne-planete/