La plus grosse planète de notre Système solaire après Jupiter, Saturne a été connue de tout temps, car, bien que moins éclatante que Vénus, que Jupiter, que Mars et même que Mercure, elle brille encore comme une étoile de première magnitude, et il nous en a été conservé des observations, qui, à Babylone, remontent au IX^e siècle avant notre ère.

Cette planète a marqué jusqu'à la découverte d'Uranus, c.-à-d.. jusqu'à la fin du XVIII^e siècle, la limite extrême du Système solaire. Cette circonstance, jointe à la lenteur de son mouvement et à sa teinte terne et plombée, l'avaient fait tenir par les Anciens et, plus tard, par les astrologues du Moyen âge, en piètre considération : c'était une divinité détrônée, un roi en exil, dont l'influence était particulièrement néfaste, et, parmi les jours de la semaine, le dernier, le samedi, lui était consacré, parmi les métaux, le plus vil, le plomb.

En Chine, Saturne, ou T'ien-sing, était nommée la planète sempiternelle, qualification due à ce fait que la lenteur de son mouvement embrasse celui de toutes les autres planètes. Cette planète était féminine chez les Chinois : elle veillait sur les femmes, soit pour les protéger, soit pour les punir.

Dates clés :

1610 : Première observation des anneaux.

1655 : Découverte par Huygens du satellite principal, Titan, et identification des anneaux.

1979 - Pioneer 11 est la première sonde spatiale à atteindre le système saturnien.

Ses anneaux et son système satellitaire sont tellement remarquables qu'on en oublierait presque que Saturne est aussi une planète géante, très comparable à Jupiter, et que son globe proprement dit a également été très tôt l'objet d'études. Elles ont commencé avec le simple regard nu, perçant la nuit antique. Les premiers astronomes babyloniens, dès le VII^e siècle avant notre ère, consignent déjà les déplacements de ce point lumineux errant parmi les étoiles fixes, sans le distinguer encore par un nom propre, le fondant dans la grande famille des planètes. Il faut attendre la Grèce classique pour que Saturne reçoive une identité céleste précise, sous le nom de Phainon,  le Brillant, que les Romains lieront plus tard à leur dieu des semailles, Saturne, associant sa lenteur apparente à la sagesse du temps.

C'est l'observation à l'oeil nu qui nourrit toute la science grecque, puis arabe, puis médiévale. Ptolémée, au II^e siècle, la place au septième ciel dans son système géocentrique, lui attribue un mouvement rétrograde capricieux qu'il tente de domestiquer par des épicycles. Les astronomes du monde arabo-musulman, comme Al-Battani au IX^e siècle, raffinent ces tables, corrigent les périodes, mesurent avec une précision étonnante le temps que met la planète à revenir au même point. Ces efforts culminent en Europe à la Renaissance, quand Copernic ose faire tourner Saturne, comme les autres planètes, autour du Soleil. La place de la planète change, sa nature reste énigmatique.

Saturne, vu par Raphaël.

Puis vient le moment où l'oeil humain, pour la première fois, s'arme d'un tube et de lentilles. En juillet 1610, Galilée pointe sa lunette vers Saturne et découvre, stupéfait, que la planète ne se présente pas comme un disque unique. Il croit voir deux petites étoiles accolées à ses flancs, comme des serviteurs qui ne la quittent jamais. Ce mystère des "anses" ou des "oreilles" de Saturne hante les observateurs pendant près d'un demi-siècle. Hevelius à Dantzig, Riccioli en Italie, Gassendi en France tentent d'en dessiner la forme changeante. Certains y voient des poignées, d'autres des croissants collés au globe. La solution arrive en 1655 quand Christiaan Huygens, muni d'une lunette plus puissante qu'il a lui-même construite et polie avec son frère, comprend que Saturne est "entouré d'un anneau mince et plat, nulle part attaché, incliné sur l'écliptique".

Dans la foulée de Huygens, l'étude de Saturne elle-même s'intensifie. Jean-Dominique Cassini, installé à l'Observatoire de Paris, tourne vers elle la grande lunette de Campani. Entre 1675 et 1684, il scrute la planète et son entourage immédiat avec une patience méthodique. Il remarque que l'anneau de Huygens n'est pas d'une seule pièce : une fine ligne sombre le divise en deux parties concentriques, division qui porte aujourd'hui son nom. Son oeil perçant distingue également des bandes nuageuses à la surface de la planète, des zones claires et sombres parallèles à l'équateur. Il note que le globe de Saturne n'est pas une sphère parfaite, mais qu'il semble ovalisé, écrasé aux pôles. Il dessine patiemment ces zones, les nomme, en guette les variations lentes, ouvrant le champ à une météorologie planétaire encore balbutiante.

Au XVIII^e siècle, Herschel, en Angleterre, se fait le chroniqueur assidu de Saturne. Avec ses télescopes à miroir, qu'il construit plus grands que tous ceux qui ont existé, il sonde la physionomie de la planète. Il observe que les bandes nuageuses se déplacent, que leur teinte et leur largeur varient d'une année à l'autre. Il tente de mesurer la rotation du globe lui-même en suivant des taches sur le disque, proposant une période d'environ dix heures et demie, une vitesse vertigineuse pour un corps aussi vaste. Cette rotation rapide, pensent alors les savants, est la cause directe de l'aplatissement polaire mesuré par les micromètres, confirmant les intuitions de Cassini sur la fluidité interne de la planète.

Le XIX^e siècle apporte un nouvel outil et une nouvelle manière de voir. La photographie fait son entrée dans les observatoires, mais Saturne, peu lumineuse, résiste d'abord à l'émulsion. Les observateurs visuels restent donc rois. William Lassell, en 1851, depuis son observatoire de Liverpool, puis de Malte où le ciel est plus pur, scrute inlassablement le globe jaune pâle. Il discerne une ceinture équatoriale brillante et des calottes polaires assombries. Le révérend William Rutter Dawes, à peu près à la même époque, dresse des cartes de la surface saturnienne d'une finesse inouïe, notant des taches ovales, des festons nuageux, de subtiles différences de couleur entre le jaune blanchâtre des zones et le brun ocré des bandes.

C'est en 1876 que surgit un événement qui électrise toute la communauté astronomique. Asaph Hall, découvreur des satellites de Mars, aperçoit une tache brillante, éclatante, sur l'équateur de Saturne. Très vite, d'autres observateurs confirment : une grande tache blanche vient d'apparaître. Elle est suffisamment vaste et lumineuse pour être suivie pendant des semaines. Des dizaines d'astronomes, de Toulouse à Washington, de Moscou à Melbourne, relèvent chaque nuit sa position. En mesurant son déplacement, on affine la période de rotation de la planète. Cette tache révèle que l'atmosphère de Saturne n'est pas immuable, mais sujette à des tempêtes d'une ampleur inimaginable. On comprend peu à peu que cette atmosphère est le siège de courants violents, que les bandes parallèles sont des courants-jets semblables à ceux que les météorologues commencent à étudier sur Terre, mais à une échelle démesurée.

Pendant tout le XIX^e siècle et le début du XX^e, le spectroscope ouvre une nouvelle fenêtre. Les astronomes décomposent la lumière de Saturne et y cherchent les signatures des gaz qui la composent. Dès 1867, Angelo Secchi, jésuite et pionnier de la spectroscopie stellaire, note que le spectre de Saturne montre des bandes d'absorption sombres dans le rouge et l'orangé, très différentes de celles du Soleil. Il en déduit que l'atmosphère de la planète est épaisse et chimiquement active. Mais l'identification précise des gaz reste longtemps impossible, les raies ne correspondant à aucun spectre connu en laboratoire. En 1932, Rupert Wildt, en Allemagne puis aux États-Unis, propose que ces bandes mystérieuses soient dues au méthane et à l'ammoniac. Les expériences en laboratoire confirment bientôt cette intuition : Saturne est une boule gazeuse enveloppée d'une atmosphère toxique dominée par l'hydrogène moléculaire et l'hélium, mêlés de cristaux d'ammoniac gelé qui lui donnent cette teinte pâle et laiteuse.

Au début du XX^e siècle, les télescopes géants américains prennent le relais. L'observatoire du Mont Wilson, puis celui du Mont Palomar, pointent leurs miroirs vers la planète. Des photographies de plus en plus fines révèlent la danse des nuages. L'astronome britannique Arthur Stanley Williams, observateur infatigable, publie en 1893 un mémoire sur la circulation atmosphérique de Saturne, comparant méthodiquement les dérives des taches à différentes latitudes. Il montre que l'équateur tourne plus vite que les hautes latitudes, un cisaillement qui annonce la nature fluide et turbulente de la planète.

Puis, en 1933, nouvelle apparition d'une tache blanche géante, repérée par l'acteur et astronome amateur britannique Will Hay. La tache s'étire, se fragmente, se dissout en quelques mois, mais fournit une nouvelle moisson de données sur les vents équatoriaux. Ces événements, on commence à le soupçonner, sont récurrents, liés peut-être à des cycles saisonniers, car Saturne, inclinée sur son axe, connaît des années longues de près de trente ans terrestres.

Les progrès de la photométrie et de la polarimétrie dans les années 1940 et 1950, sous l'impulsion de Bernard Lyot en France et de Gerard Kuiper aux États-Unis, permettent de sonder plus finement les nuages et les brumes. Kuiper, en 1944, détecte du méthane gazeux et confirme l'absence de toute trace de vapeur d'eau au-dessus des nuages. Il en déduit que le sommet visible des nuages de Saturne se situe à une température d'environ 130 kelvins, un froid mortel et profond. Peu à peu, un modèle se dessine : sous ce sommet nuageux d'ammoniac cristallisé, les couches s'enfoncent vers des pressions énormes où l'hydrogène devient liquide, puis métallique, autour d'un probable noyau rocheux et glacé.

Les années 1960 voient l'émergence d'une astronomie planétaire moderne, armée de capteurs infrarouges et de caméras électroniques. Le disque de Saturne est scruté dans des longueurs d'onde invisibles à l'oeil nu. On cartographie la température du sommet des nuages, on y découvre une étonnante uniformité, mais aussi des anomalies localisées, des points chauds qui trahissent des remontées de gaz des profondeurs. Les observations dans l'infrarouge thermique révèlent que Saturne émet plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil, un excès de chaleur interne que les théoriciens attribuent à une lente contraction gravitationnelle, ou peut-être à une pluie d'hélium se condensant et tombant vers le centre, libérant de l'énergie potentielle.

Un moment clé se joue en 1969, quand une équipe française installée à l'Observatoire de Meudon, sous la direction de Pierre et Janine Connes, obtient des spectres à très haute résolution dans le proche infrarouge. Ils parviennent à détecter des raies d'absorption de l'hydrogène moléculaire, confirmant de manière éclatante que ce gaz constitue l'essentiel de l'atmosphère. Ils estiment aussi pour la première fois l'abondance de l'hélium, un élément jusque-là indirectement déduit. Les modèles de structure interne s'affinent, nourris par une compréhension nouvelle de la physique des hautes pressions.

Toute cette science élaborée depuis la Terre, cette lente accumulation de dessins, de spectres, de mesures de rotation, de températures, finit par donner de Saturne l'image d'un monde fluide, agité de tempêtes, dépourvu de surface solide, animé d'une chaleur interne qui entretient une météorologie complexe. Les astronomes, juste avant l'ère spatiale, ont déjà compris que Saturne n'est pas une simple boule paisible, mais une planète géante, un laboratoire naturel pour la physique des fluides en rotation rapide, des atmosphères dominées par l'hydrogène et des intérieurs soumis à des pressions de millions d'atmosphères. C'est cet objet fascinant, déjà si bien décrit par des siècles de patientes observations depuis la Terre, que les sondes Pioneer et Voyager puis Cassini s'apprêtent alors à survoler, à pénétrer de leurs instruments, ouvrant une nouvelle page qui ne s'écrit plus seulement à l'œil, mais avec les yeux électroniques d'une humanité qui projette sa curiosité à travers le Système solaire.

Les anneaux de Saturne

L'histoire des anneaux de Saturne commence par une énigme visuelle, un trouble dans la lentille, une forme que l'esprit ne sait pas nommer. En juillet 1610, Galilée pointe sa lunette vers la planète et voit deux petits globes, un de chaque côté du disque, comme des serviteurs immobiles. Il écrit à son correspondant Belisario Vinta que Saturne n'est pas une étoile unique, mais un assemblage de trois corps qui se touchent presque. Pourtant, quand il observe de nouveau en 1612, les deux compagnons ont disparu. La planète est ronde, parfaitement seule. Galilée, perplexe, se demande si Saturne n'a pas dévoré ses enfants, comme le dieu mythologique. Il ne sait pas encore qu'il vient d'observer les anneaux par la tranche, rendus invisibles par leur extrême minceur. L'énigme reste entière pendant près d'un demi-siècle.

Les observateurs qui suivent ne disposent pas de meilleurs instruments, mais ils accumulent les dessins. Francesco Fontana à Naples, Johannes Hevelius à Dantzig, Giovanni Battista Riccioli à Bologne tentent de reproduire ces appendices changeants. Certains y voient des croissants, d'autres des anses ou des oreilles. Hevelius publie en 1647 sa Selenographia où il représente Saturne avec deux languettes elliptiques soudées au globe. La forme exacte de ces mystérieuses excroissances demeure insaisissable. Chaque observateur projette sur le flou de l'image sa propre géométrie, et la nature véritable de ce qui entoure la planète reste hors de portée.

C'est à Christian Huygens, à La Haye, que revient l'intuition décisive. Il construit avec son frère Constantijn une lunette de douze pieds, puis de vingt-trois pieds, dont les lentilles, polies par leurs soins, offrent une netteté inégalée. Le 25 mars 1655, il aperçoit un point brillant près de Saturne, qui se révèle être un satellite, Titan. Mais son attention reste fixée sur les anses. Il observe patiemment, nuit après nuit, le cycle des apparitions. Il remarque que les appendices s'amincissent, s'ouvrent, puis disparaissent selon une périodicité régulière. En 1656, il publie un petit opuscule, De Saturni Luna observatio nova, où il glisse, sous forme d'une anagramme, la solution du mystère. Il faudra attendre 1659 et la parution de son ouvrage magistral, le Systema Saturnium, pour qu'il révèle pleinement sa théorie : Saturne est "entouré d'un anneau mince et plat, nulle part attaché, incliné sur l'écliptique". En une phrase, il transforme un prodige optique en une structure physique. Il explique le cycle des phases par la variation de l'inclinaison de cet anneau par rapport à la Terre, et prédit même les dates de ses futures disparitions. Le monde savant accepte d'abord avec réticence cette idée d'un anneau indépendant, suspendu autour d'une planète sans aucun support visible. Pourtant, les faits, année après année, confirment les prédictions de Huygens. L'anneau de Saturne entre dans la science.

Une des premières représentations des anneaux.
(William Ball, 1666).

La conception d'un anneau unique ne tient guère plus de quinze ans. En 1675, Jean-Dominique Cassini, qui observe depuis le tout nouvel Observatoire de Paris, remarque une ligne sombre qui divise l'anneau en deux parties concentriques. La partie extérieure apparaît légèrement moins lumineuse que la partie intérieure. Cassini note cette séparation avec soin, la dessine, la mesure. Cette division, qui porte désormais son nom, est la première preuve que l'anneau n'est pas une structure pleine et homogène, mais qu'il possède une architecture complexe. Cassini émet alors une hypothèse audacieuse : l'anneau ne serait pas un corps solide unique, mais une multitude de petits satellites, trop petits pour être vus individuellement, et dont les orbites conjuguées produisent cet éclat continu. L'idée est visionnaire, mais elle demeure à l'état de conjecture.

En 1787, l'Académie des sciences de Saint-Pétersbourg couronne un mémoire qui fait avancer la compréhension théorique de l'anneau. L'auteur, Pierre-Simon de Laplace, démontre par le calcul qu'un anneau solide d'une seule pièce serait instable. Il se briserait inexorablement sous l'effet des forces de marée de la planète, s'écrasant à sa surface. Laplace propose donc que l'anneau soit composé d'une multitude d'anneaux solides concentriques, très minces, tournant chacun à une vitesse différente. Cette solution, purement mécanique, préserve la stabilité du système tout en rendant compte de l'aspect général. Peu après, William Herschel, qui observe depuis l'Angleterre avec ses puissants télescopes à miroir, entreprend de vérifier ces théories par l'observation. Il suit des points brillants sur l'anneau, tente d'en mesurer la rotation, et confirme que l'anneau tourne bien autour de la planète. Il note aussi que son éclat varie, que sa couleur passe du blanc brillant au gris plombé selon les années, et que son épaisseur est si faible qu'elle échappe encore à toute mesure directe.

La question de la nature des anneaux rebondit en 1850. Edouard Roche, mathématicien français, calcule la distance à laquelle un satellite fluide serait disloqué par les forces de marée d'une planète. Cette distance, appelée limite de Roche, se trouve justement à l'endroit où se situent les anneaux. Roche en déduit qu'un ancien satellite s'approchant trop près de Saturne aurait été pulvérisé, et que ses débris auraient formé les anneaux. Cette théorie de la fragmentation rencontre un écho considérable et donne un scénario d'origine. Mais dès 1851, l'observation vient compliquer ce tableau. William Lassell, observant depuis l'île de Malte, croit discerner un anneau supplémentaire, très faible, à l'intérieur de l'anneau principal. Cette découverte est confirmée en 1850 par William Cranch Bond et son fils George Phillips Bond à l'observatoire de Harvard. Ils nomment cette nouvelle structure l'anneau de crêpe, en raison de son aspect translucide et gazeux. L'anneau C, comme on l'appelle bientôt, est si ténu que les étoiles brillent au travers. Il devient évident que les anneaux ne sont pas des solides compacts, mais qu'ils possèdent des degrés de densité très variables.

La preuve mathématique définitive de cette nature discontinue arrive en 1859. Le physicien écossais James Clerk Maxwell, alors âgé de vingt-huit ans, remporte le prix Adams de l'Université de Cambridge avec un mémoire intitulé On the Stability of the Motion of Saturn's Rings. Il démontre avec une rigueur implacable qu'un anneau solide, qu'il soit rigide ou fluide, ne peut pas être stable, et que la seule configuration dynamiquement viable est celle d'un essaim de particules innombrables, tournant chacune sur une orbite képlérienne autour de la planète. Cette conclusion, purement théorique, transforme la vision des anneaux : ils deviennent un nuage de particules indépendantes, un disque cinétique. Maxwell, avec ses équations, confirme l'intuition ancienne de Cassini et donne aux anneaux leur nature véritable, un siècle et demi avant qu'une sonde ne vienne en photographier les grains.

La fin du XIX^e siècle et le début du XX^e voient les astronomes affiner les détails de cette structure. Edward Emerson Barnard, à l'observatoire Lick, puis à Yerkes, utilise les nouvelles plaques photographiques pour enregistrer les anneaux avec une sensibilité inégalée. Il confirme l'existence de divisions secondaires, de fines lacunes dans l'anneau B, et remarque que l'anneau de crêpe n'est pas homogène mais présente des variations radiales de brillance. Henri Perrotin à Nice, Eugène Antoniadi à Meudon, traquent les moindres irrégularités. Ils signalent des nodosités, des condensations fugitives, parfois même des taches sombres se déplaçant sur l'anneau B, indices de perturbations locales dont la cause reste mystérieuse.

Avec l'arrivée de la spectroscopie, une nouvelle étape s'ouvre. En 1895, l'astronome russo-américain Aristarkh Belopolsky mesure le décalage Doppler des raies spectrales de la lumière réfléchie par les anneaux. Il montre que la partie intérieure de l'anneau tourne plus vite que la partie extérieure, confirmant ainsi directement la nature képlérienne du mouvement prédite par Maxwell. C'est la première preuve observationnelle éclatante que les anneaux ne tournent pas d'un seul bloc. Au même moment, James Keeler, à l'observatoire Allegheny, réalise la même expérience avec une précision supérieure et en tire les mêmes conclusions. Le disque des anneaux se révèle être un système dynamique stratifié en vitesse, une série de courbes de rotation qui épousent exactement les lois de la gravitation.

Au début du XX^e siècle, les astronomes cherchent à comprendre la composition des anneaux. La photométrie et la colorimétrie suggèrent que les particules ont une surface très réfléchissante, probablement couverte de glace. Le spectre de la lumière réfléchie montre des bandes d'absorption caractéristiques de la glace d'eau, mises en évidence dans les années 1930 par les travaux de Rupert Wildt et plus tard par Gerard Kuiper. Les anneaux ne sont pas faits de roche sombre, mais de blocs de glace, peut-être mêlés de poussières, dont la taille reste inconnue. Les modèles théoriques évoluent : on parle de blocs allant du centimètre à quelques mètres, en équilibre entre collisions et forces de marée.

En 1944, l'astronome estonien Ernst Öpik publie une théorie complète de l'évolution collisionnelle des anneaux. Il calcule comment les particules se fragmentent, se réagrègent, et comment les collisions dissipent l'énergie, aplatissant le disque jusqu'à une épaisseur infime. Ses travaux prédisent que l'épaisseur des anneaux ne doit pas dépasser quelques dizaines de mètres, une valeur que les observations ultérieures confirmeront. La physique des anneaux devient une science à part entière, mêlant mécanique céleste, optique et thermodynamique.

Les grandes oppositions de Saturne, en 1966, puis en 1972-1973, mobilisent la communauté internationale juste avant l'ère spatiale. Les astronomes profitent de la présentation favorable de la planète pour sonder les anneaux avec de nouvelles techniques. La photométrie à haute précision révèle l'existence d'une division supplémentaire, la division de Encke, à l'intérieur de l'anneau A, que Johann Encke avait cru apercevoir dès 1837 mais dont la réalité avait été longtemps contestée. Les observations infrarouges, menées depuis le sol ou depuis des ballons stratosphériques, mesurent la température des anneaux et montrent qu'ils sont en équilibre thermique avec le rayonnement solaire, avec des variations locales qui trahissent des différences de densité.

En 1966 toujours, l'observation depuis la Terre d'une occultation d'étoile par les anneaux apporte une moisson de données inattendues. La lumière de l'étoile, en traversant les anneaux, vacille, s'éteint, se rallume par intermittence. L'analyse de ces clignotements permet de sonder la structure radiale avec une résolution de quelques kilomètres seulement, révélant une richesse de détails insoupçonnée : des lacunes étroites, des zones de forte densité, des ondes de densité qui se propagent comme des rides à la surface d'un disque. C'est la première fois que l'on entrevoit la véritable complexité des anneaux, leur nature de disque auto-gravitant parcouru de résonances avec les satellites.

Avant même que Pioneer 11 ne traverse le système en 1979, les astronomes ont donc déjà bâti un édifice impressionnant : les anneaux sont un disque mince, composé de particules de glace en orbite képlérienne, structuré en anneaux concentriques séparés par des divisions, et soumis à des forces de marée et des collisions incessantes. Ils savent que les anneaux principaux sont deux, A et B, séparés par la division de Cassini, et qu'un anneau plus ténu, C, se trouve à l'intérieur. Ils soupçonnent l'existence d'autres anneaux diffus, d'autres divisions, et peut-être de satellites bergers dont la gravité sculpte les bords. Toutes les questions fondamentales sont déjà posées, et les réponses, que seules les sondes spatiales apporteront, sont attendues avec une impatience fébrile par une communauté scientifique qui, depuis Galilée, n'a jamais cessé de scruter ces structures énigmatiques avec des yeux toujours plus perçants.

En mars 1655, Christiaan Huygens, à La Haye, scrute le voisinage immédiat de la planète aux anses mystérieuses et remarque, nuit après nuit, un astre qui se déplace. En seize jours, il le voit accomplir un tour complet. Il publie sa découverte en 1656, donnant à ce compagnon le simple nom de Luna Saturni, la Lune de Saturne. Plus tard, on l'appellera Titan, sur proposition de John Herschel. Ce premier satellite découvert est un géant, le plus grand du système saturnien, et sa masse domine à elle seule tout le cortège.

La découverte de Huygens brise un plafond céleste. Depuis Galilée, on savait que Jupiter possédait quatre lunes et la Terre une seule. Désormais, Saturne en possède une aussi, et les astronomes pressentent qu'elle n'est peut-être pas la seule. C'est à Paris que le regard se porte ensuite. Jean-Dominique Cassini, fraîchement arrivé d'Italie pour diriger le nouvel Observatoire de Paris, dispose de longues lunettes aériennes de Campani, sans tube, suspendues à des mâts. Avec ces instruments inconfortables, il entreprend de sonder le ciel autour de Saturne. En octobre 1671, il aperçoit un petit astre à l'ouest de la planète, qu'il suit pendant plusieurs semaines. Il le nomme d'abord Sidera Lodoicea, en l'honneur de Louis XIV, mais la postérité le connaît sous le nom de Japet. Cassini remarque aussitôt une étrangeté : Japet n'est visible que lorsqu'il se trouve à l'ouest de Saturne, disparaissant mystérieusement à l'est. Il en déduit avec une prescience étonnante que ce satellite présente toujours la même face à la planète, et que son hémisphère avant est beaucoup plus sombre que l'hémisphère arrière. Cette asymétrie, confirmée trois siècles plus tard par la sonde Cassini, fait de Japet un monde double, mi-glace, mi-suie.

En décembre 1672, Cassini récidive. Une nouvelle étoile se révèle, tournant autour de Saturne en quatre jours et demi seulement. C'est Rhéa, le deuxième satellite par la taille après Titan. Cassini poursuit sa traque et, en mars 1684, il capture deux petits astres presque simultanément, Dioné et Téthys. Ces quatre découvertes, Japet, Rhéa, Dioné et Téthys, s'ajoutent à Titan. Cassini, avec une fierté légitime, annonce que Saturne est entouré de cinq lunes, et le roi Soleil peut contempler, sur les plafonds de Versailles, le char du dieu entouré d'une cour céleste.

Le XVIII^e siècle ne tarde pas à enrichir ce cortège. William Herschel, le plus grand constructeur de télescopes de son temps, observe depuis son jardin de Bath, puis de Slough. Le 28 août 1789, il vient de terminer son télescope de quarante pieds de focale, un géant de métal poli, quand il dirige son œil vers Saturne. Presque immédiatement, il aperçoit un point lumineux très proche de la planète, noyé dans l'éclat des anneaux. Il le suit, confirme sa révolution en un peu plus d'un jour, et le nomme Encelade. Moins de trois semaines plus tard, le 17 septembre, il découvre un autre satellite, encore plus proche de Saturne, qu'il baptise Mimas. Herschel tente d'introduire une nomenclature mythologique, mais c'est son fils John qui, bien plus tard, fixera les noms définitifs en puisant dans la généalogie des Titans. Les deux nouvelles lunes sont si faibles et si proches des anneaux que leur observation reste un exploit réservé à quelques initiés.

Le XIX^e siècle s'ouvre sur une moisson de petits corps difficiles. En 1848, William Cranch Bond et son fils George, à l'observatoire de Harvard, sont les premiers à repérer une septième lune de Saturne, mais c'est William Lassell, à Liverpool, qui la confirme indépendamment quelques jours plus tard et en publie la découverte. Lassell, brasseur de bière fortuné et astronome passionné, la baptise Hypérion. Ce satellite se distingue immédiatement par sa rotation chaotique, une particularité que l'on ne comprendra qu'au XX^e siècle : Hypérion est un corps de forme irrégulière, prisonnier d'une résonance avec Titan qui le fait culbuter de manière imprévisible.

En 1851, Lassell poursuit sa prospection du ciel autour de Saturne depuis l'île de Malte, où le ciel est pur. Il y découvre deux nouveaux satellites qui se tiennent étonnamment proches l'un de l'autre, partageant pratiquement la même orbite. Il les nomme Ariel et Umbriel, étendant à Uranus une habitude onomastique qu'il applique cette fois à Saturne. Ces deux lunes, très faibles, sont les premières à occuper une orbite dite co-orbitale, annonçant une configuration dynamique qui intrigue les théoriciens.

Les progrès de la photographie astronomique à la fin du XIX^e siècle changent la donne. Les satellites déjà connus impressionnent les plaques, mais la chasse aux nouvelles lunes devient une affaire de patience et de comparaison minutieuse d'images. En 1898, l'astronome américain William Henry Pickering, frère du non moins célèbre Edward Charles Pickering, examine des plaques photographiques prises à Arequipa, au Pérou, par l'observatoire de Harvard. Il y déniche un astre mobile que personne n'a encore identifié. Il le nomme Phoebé. Ce satellite est immédiatement remarquable : il tourne autour de Saturne dans le sens rétrograde, à l'inverse de toutes les autres lunes connues, et sur une orbite très inclinée et lointaine. Phœbé est le premier satellite irrégulier de Saturne, probablement un corps capturé, vestige des origines du Système solaire.

Le début du XX^e siècle apporte une moisson de lunes minuscules. Pickering, encore lui, annonce en 1905 la découverte de Thémis, entre Titan et Hypérion, mais ce satellite fantôme ne sera jamais confirmé. En revanche, en 1944, Gerard Kuiper, utilisant le télescope de 82 pouces de l'observatoire McDonald au Texas, pointe le spectre de Titan et y détecte du méthane gazeux. C'est la première fois qu'une atmosphère est mise en évidence autour d'un satellite du Système solaire. Titan cesse d'être un simple point lumineux : il devient un monde, avec une météorologie, une chimie, une surface cachée sous une brume orange impénétrable.

En 1966, l'astronome français Audouin Dollfus, observant à l'Observatoire du Pic du Midi, découvre un dixième satellite, très proche de Saturne, qu'il nomme Janus. Mais la confirmation est délicate, car l'orbite très proche de celle de Mimas crée des confusions. Quelques jours plus tard, un autre astronome, Richard Walker, annonce lui aussi la découverte d'un satellite à la même position, mais les paramètres orbitaux ne concordent pas. Le mystère ne sera levé qu'en 1978, quand on comprendra que Janus et un autre satellite, Épiméthée, partagent la même orbite, une configuration unique : ils échangent leur orbite tous les quatre ans sans jamais se heurter, comme deux danseurs se croisant sur une piste circulaire.

Les années 1980 sont marquées par l'approche des sondes Voyager, mais déjà, depuis le sol, de nouvelles découvertes préparent le terrain. En 1979, quelques mois avant le survol de Pioneer 11, des astronomes américains détectent Télesto et Calypso, deux minuscules satellites situés aux points de Lagrange de Téthys, soixante degrés en avant et en arrière de la grosse lune sur son orbite. Ces satellites troyens confirment que les résonances et les points d'équilibre gravitationnel peuplent l'entourage de Saturne de petits corps stables.

En 1980, juste avant l'arrivée de Voyager 1, une campagne d'observation systématique menée par des équipes françaises et américaines révèle plusieurs nouvelles lunes intérieures. Hélène, minuscule, partage l'orbite de Dioné, en position de Lagrange. Puis on découvre les satellites bergers qui encadrent l'anneau F, une structure fine et ténue que les sondes Pioneer ont commencé à révéler. Prométhée et Pandore sont repérés sur les plaques, deux petites lunes irrégulières dont la gravité sculpte et confine l'anneau. La famille des satellites saturniens connus s'étoffe brusquement.

Le milieu des années 1990 voit une accélération des découvertes grâce aux détecteurs électroniques CCD, qui surpassent les plaques photographiques en sensibilité. En 1995, une équipe d'astronomes utilisant le télescope de 3,6 mètres de l'Observatoire de Haute-Provence découvre une douzaine de petits satellites irréguliers, lointains, sur des orbites inclinées et excentriques. Ces corps, de quelques kilomètres à quelques dizaines de kilomètres de diamètre, sont probablement des astéroïdes capturés ou les fragments d'un corps plus gros disloqué par une collision ancienne. La population des lunes irrégulières de Saturne se révèle comparable à celle de Jupiter, riche en vestiges des premiers âges.

En 1997, la découverte de deux nouvelles lunes co-orbitales avec Dioné et Téthys confirme que les points de Lagrange des gros satellites sont de véritables niches écologiques pour les petits corps. Puis, en 2000, une vaste campagne de recherche menée par Brett Gladman et son équipe à l'Observatoire de Haute-Provence, au télescope Canada-France-Hawaii et ailleurs, permet de découvrir pas moins de douze nouveaux satellites irréguliers en une seule année. Les noms se multiplient, empruntés aux mythologies gauloise, inuite, nordique, formant des groupes orbitaux distincts qui trahissent des origines communes. Le groupe inuit comprend Kiviuq, Ijiraq, Paaliaq et Siarnaq. Le groupe gaulois réunit Albiorix, Erriapus et Tarvos. Le groupe nordique, le plus nombreux, rassemble des satellites rétrogrades comme Mundilfari, Thrymr, Ymir.

Juste avant le lancement de la sonde Cassini-Huygens, en 2003 et 2004, de nouvelles lunes minuscules sont encore trouvées, portant le total à plus de trente. Le système de Saturne, qui ne comptait qu'un seul satellite connu en 1655, puis cinq en 1684, puis neuf à la fin du XIX^e siècle, explose littéralement en une multitude de corps glacés. Chaque nouvelle détection affine la compréhension de la dynamique du système : les résonances orbitales, les échanges d'orbite, les satellites bergers, les anneaux diffus formés par des impacts sur ces petites lunes.

Lorsque la sonde Cassini se met en orbite autour de Saturne en juillet 2004, elle emporte avec elle le poids de trois siècles et demi d'observations terrestres. Les astronomes ont déjà nommé, numéroté, classé des dizaines de satellites. Ils en ont mesuré les orbites, parfois la couleur, rarement la taille. Ils savent que Titan possède une atmosphère épaisse d'azote et de méthane, que Japet a un côté noir et un côté blanc, qu'Encelade est étrangement brillant, qu'Hypérion culbute en dansant avec Titan, que Janus et Épiméthée valsent sur la même orbite. Tout ce savoir accumulé depuis le sol, cette cartographie patiente des l unes, des orbites et des forces qui les lient, constitue la carte sur laquelle Cassini va écrire une nouvelle page, avec des détails que ni Huygens, ni Cassini, ni Herschel, ni Lassell, ni Pickering n'auraient pu imaginer. Les noms, pour la plupart, étaient déjà là. Il restait à leur donner un visage.

L'exploration spatiale de Saturne

Célébration philatélique de la mission Pioneer 11.
(Source : Exploration of the Solar System stamps).

Les sondes jumelles Voyager, conçues pour le grand tour des planètes géantes, se succèdent à Saturne à neuf mois d'intervalle. Après le succès de leur étude de Jupiter, Voyager 1 atteint Saturne en novembre 1980. La sonde réalise des milliers de photographies et transmet des données inédites sur la planète, ses anneaux et plusieurs de ses satellites. Elle révèle la complexité de la structure des anneaux et met en évidence l'existence de fines divisions ainsi que de nouveaux anneaux peu visibles depuis la Terre. Voyager 1 étudie également Titan. Les instruments y détectent une atmosphère dense principalement constituée d'azote, mais l'épaisse couche de brume empêche d'observer la surface.

En août 1981, Voyager 2 survole à son tour le système saturnien. Ses observations complètent celles de sa prédécesseure et permettent de découvrir de nouveaux satellites ainsi que des détails supplémentaires sur les anneaux. La sonde analyse notamment les interactions gravitationnelles entre certaines lunes et les particules des anneaux, ce qui aide les scientifiques à mieux comprendre leur stabilité et leur évolution. Les données recueillies par les deux sondes transforment la connaissance de Saturne et préparent les futures missions d'exploration.

Afin d'étudier plus longuement la planète et son environnement, la NASA, l'Agence spatiale européenne et l'Agence spatiale italienne lancent en 1997 la mission Cassini-Huygens. Après un voyage de près de sept ans, la sonde Cassini se place en orbite autour de Saturne en juillet 2004. Pendant plus de treize ans, elle observe en détail la planète, ses anneaux et ses nombreux satellites. Cassini découvre de nouvelles lunes et met en évidence l'activité géologique d'Encelade, dont des geysers de vapeur d'eau et de particules glacées s'échappent du pôle Sud. Cette découverte suggère la présence d'un océan liquide sous la surface et fait d'Encelade l'un des objets les plus prometteurs pour les recherches astrobiologiques.

La mission comprend également l'atterrisseur européen Huygens, qui se détache de Cassini et atteint Titan en janvier 2005.  Huygens traverse l'atmosphère de Titan, transmet des images et analyse les conditions météorologiques ainsi que la composition chimique de son environnement. Pour la première fois, un engin se pose sur un satellite du système solaire externe. Les données révèlent une surface modelée par des phénomènes comparables à ceux de la Terre, avec des vallées, des plaines et des traces d'écoulements de liquides constitués principalement de méthane et d'éthane.

Au cours de sa mission, Cassini met aussi en évidence l'existence de mers et de lacs d'hydrocarbures sur Titan, observe les variations saisonnières de l'atmosphère de Saturne et améliore considérablement la connaissance de la structure des anneaux. En septembre 2017, afin d'éviter toute contamination des satellites susceptibles d'abriter de l'eau liquide, la sonde termine sa mission en plongeant volontairement dans l'atmosphère de Saturne. Les missions Voyager et Cassini-Huygens permettent ainsi de faire du système saturnien l'un des ensembles planétaires les mieux connus du Système solaire.