Images Comstock/Stockbyte/Getty Images
Saturne, la deuxième plus grande planète de notre système solaire, intrigue depuis longtemps les scientifiques en raison de sa taille immense et de la difficulté de sonder son intérieur depuis la Terre. Alors que les premiers survols effectués dans les années 1970 et 1980 n'offraient qu'un aperçu, la mission Cassini-Huygens, arrivée en 2004, a fourni les données les plus complètes sur la structure et la composition de la planète.
Les modèles actuels de formation planétaire expliquent la composition de Saturne par la répartition des matériaux dans le disque protoplanétaire qui entourait le jeune Soleil. Des éléments denses et réfractaires se sont rassemblés près de l’étoile pour former des planètes rocheuses, tandis que des composés plus légers et volatils dérivaient vers l’extérieur, fusionnant pour former des géantes gazeuses comme Saturne. Contrairement aux planètes intérieures, le noyau de Saturne contiendrait un mélange d’éléments lourds et une quantité substantielle de matière riche en hydrogène.
L’atmosphère de Saturne est composée d’environ 75 % d’hydrogène et 25 % d’hélium, avec des traces d’eau, de méthane, d’ammoniac et d’autres hydrocarbures. La forte gravité de la planète crée une enveloppe étroitement stratifiée, et de puissantes tempêtes pénètrent parfois suffisamment profondément pour révéler les couches de l’intérieur. Cependant, la région située au-delà de la haute atmosphère reste largement inaccessible à l'observation directe.
En mesurant les orbites de ses lunes, les astronomes calculent la masse de Saturne et, avec son diamètre mesuré, en déduisent une densité moyenne de 0,687 gcm⁻³, soit plus légère que l'eau. Cette faible densité indique que tout noyau solide est relativement petit et probablement composé d'éléments lourds entourés d'une enveloppe fluide d'hydrogène métallique.
Les données de Cassini suggèrent que le noyau de Saturne est principalement un mélange à haute pression d’hydrogène et d’hélium, éventuellement dans un état métallique ou super-ionique. Bien qu’il puisse exister des restes de matière rocheuse datant de la naissance de la planète, la majeure partie du noyau est considérée comme une couche dense et semi-solide d’hydrogène métallique, avec très peu de roche solide présente. Les futures missions capables de sonder plus directement l’intérieur de la planète seront essentielles pour confirmer cette hypothèse.