Saturne est une planète gazeuse, composée à 96 % d’hydrogène et 3 % d’hélium, elle ne possède pas de véritable surface solide. Sa densité est très faible, à tel point qu’elle pourrait flotter si elle était plongée dans l’eau (CNES). Elle est entourée des fameux anneaux composés d’innombrables morceaux de glace et de poussières. L’ensemble des anneaux forme un disque de 72000 km de large et d’une épaisseur inférieure à 2 km et en moyenne de quelques dizaines de mètres. Son nom Saturnus vient du dieu romain de l’agriculture.
| Caractéristiques | Saturne | Terre |
| Diamètre | 120 000 km | 12 750 km |
| Rapport de masse | 95,2 | 1 |
| Rapport de gravité | 1,02 | 1 |
| Distance de soleil (UA) | 9,54 | 1 |
| Inclinaison / Axe de rotation | 26,7° | 23,5° |
| Période de rotation | 10,66 h | 1 j |
| Révolution autour du soleil | 29,5 ans | 365 j |
| Température max | -122°C | +58°C |
| Température min | -178°C | -89°C |
| Lunes | 62 | 1 |
Saturne, la deuxième plus grande planète du système solaire, a un processus similaire à celui des autres géantes gazeuses.
Voici un aperçu du processus de création de la planète Saturne :
- Formation du disque protoplanétaire : Comme pour toutes les autres planètes, Saturne s’est formée à partir d’un disque de gaz et de poussière entourant le jeune Soleil, connu sous le nom de nébuleuse solaire. Ce disque est également appelé disque protoplanétaire.
- Accrétion de matière : Dans le disque protoplanétaire, de petites particules de poussière ont commencé à s’attirer mutuellement sous l’effet de la gravité. Ces agrégats de poussière se sont progressivement consolidés pour former des objets de plus en plus grands, appelés planétésimaux. Les planétésimaux se sont ensuite fusionnés pour former des embryons planétaires, qui sont à l’origine des planètes.
- Migration planétaire : Au cours de leur formation, les embryons planétaires ont subi des interactions gravitationnelles avec le disque protoplanétaire. Ces interactions ont pu provoquer des mouvements migratoires, modifiant ainsi les orbites des embryons planétaires et affectant leur formation finale.
- Formation de la planète : Le processus d’accrétion a continué jusqu’à ce que Saturne atteigne sa taille actuelle. Le matériau du disque protoplanétaire s’est accumulé autour de l’embryon de Saturne en croissance, formant sa structure interne et externe.
- Refroidissement et stabilisation : Une fois que Saturne a atteint sa taille finale, elle a commencé à se refroidir et à se stabiliser. La surface extérieure de la planète s’est solidifiée, tandis que son noyau interne continue de générer de la chaleur par le processus de désintégration radioactive.
Les lunes de Saturne présentent une variété étonnante de structures, depuis l’atmosphère épaisse et brumeuse de Titan (de taille plus grande que Mercure) jusqu’au cratère énorme de Mimas, Encelade, Rhéa…
En résumé, la création de la planète Saturne a été un processus complexe qui s’est déroulé sur des millions d’années, impliquant l’accrétion de matière à partir du disque protoplanétaire, la migration planétaire et la formation progressive de la structure interne et externe de la planète.
Aujourd’hui, Saturne est connue pour ses magnifiques anneaux et ses nombreuses lunes, et elle joue un rôle important dans la dynamique du système solaire.
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