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Uranus, le père de Saturne

Les anneaux (II)

Le 10 mars 1977, le laboratoire d'astronomie embarqué à bord de l'Observatoire Kuiper de la NASA (KAO) détecta la présence d'un système d'anneaux autour d'Uranus. A la faveur de l'occultation de l'étoile SAO 158687, J.Eliott découvrit 9 anneaux très étroits autour d'Uranus, situés à une distance comprise entre 17000 et 25000 km au-dessus des nuages de la haute atmosphère. Depuis deux nouveaux annelets ont été découverts, dont l'un se situe à 14000 km de la couche de nuages. Comme on le voit ci-dessous à droite, par ordre d'éloignement, ils ont été dénommés 1986U2R/Zeta, 6, 5, 4, Alpha, Beta, Eta, Gamma, Delta, Lambda, Epsilon, Nu et Mu. Certains anneaux paraissent incomplets et présentent localement une largeur réduite à 50 m.

Les anneaux d'Uranus

A gauche, le système d'anneaux photographié en infrarouge par le Télescope Spatial Hubble le 8 août 1998. Le Nord est en bas. Au centre, une image prise Voyager 2 et corrigée sur ordinateur mettant en évidence les bandes de poussières qui composent les anneaux. A droite, la nomenclature du système des anneaux avec l'emplacement de certains satellites. Documents NASA/JPL/STScI, A.Tayfun Oner et Ruslik0.

Rephotographiés par Voyager 2, il s'agit de 13 anneaux indépendant similaires à ceux de Jupiter et de Saturne mais constitués d'éléments bien plus petits et moins complexes. Ils sont divisés en bandes constituées d'une fine poussière également distribuée à travers tout le système d'anneaux. L'anneau Epsilon est gris et est le plus brillant du système. Sa largeur varie entre 20 et 100 km pour une épaisseur maximale de 150 m.

La composition des anneaux contraste avec ceux de Jupiter et de Saturne qui paraissent brillants et rougeâtres. Ils sont plus espacés les uns des autres et sont nettement plus sombres avec un albedo de 0.03, proche de l'aspect du charbon. Ils sont probablement constitués de débris carbonés recouverts de polymères organiques glacés.

Voyager 2 découvrit également que les anneaux étaient plongés dans une couronne externe très étendue constituée d’atomes d’hydrogène. Ce milieu exerce une poussée sur les particules composants ces anneaux, provoquant un mouvement en spiral vers l’atmosphère, ainsi que le ferait un satellite ré-entrant. De nombreux planétologues pensent que les anneaux d’Uranus ne sont que temporaires et ont été formés suite à la collision de satellites inconnus il y a quelques millions d’années.

On doit également à Voyager 2 la découverte de satellites “gardiens” autour de l'anneau epsilon, phénomène qui fut également découvert dans l’anneau de Saturne. L'anneau Epsilon est escorté par deux satellites, Ophelia et Cordelia mesurant respectivement 20 et 30 km de diamètre qui empêchent l'anneau de se désagréger par un phénomène de résonance gravitationnelle.

A gauche, la découverte des satellites "gardiens" permet d'expliquer la structure des anneaux d'Uranus. Sur cette image réalisée le 21 janvier 1986 à une distance de 4.1 millions de km on distingue les lunes Ophelia (1986U8) et Cordelia (1986U7) autour de l'anneau Epsilon suivis des anneaux Delta, Gamma, Eta, Beta, Alpha et les anneaux 4,5,6 mais plus difficilement. La résolution est de 36 km. A droite, la découverte des deux nouveaux anneaux extérieurs R/2003 U1 et U2 (confirmée) le 22 décembre 2005 grâce au télescope Spatial Hubble. La tache blanche sur le disque d'Uranus de droite est une formation nuageuse qui s'étend sur plusieurs milliers de kilomètres dans la haute atmosphère, probablement une dépression. Documents NASA/JPL et Hubble Site.

Les anneaux intérieurs diffusent peu de lumière, mais ils résident à la limite de la visibilité dans un petit télescope (20 cm d'ouverture). Ils sont visibles lorsque Uranus présente la plus grande ouverture de ses anneaux. Une telle opportunité s'est reproduite en 2009.

Enfin, le 22 décembre 2005, en analysant les images du Télescope Spatial Hubble, les planétologues du SETI Institute et du centre Ames de la NASA ont confirmé l'existence d'un second système de deux grands anneaux R/2003 U1 et U2 situés deux fois plus loin d'Uranus que les anneaux intérieurs. Ils soupçonnaient leur existence depuis 2003 ainsi que le révèle la photographie présentée ci-dessus. Très pâles et constitués de poussières, à de si grandes distances de la planète ils ne peuvent se maintenir que s'ils sont constamment réalimentés et maintenus à leur emplacement, sans quoi ils se dissiperaient en formant une spirale. C'est en analysant en détail les images que les astronomes ont découvert que l'anneau extérieur R/2003 U1 était en fait escorté par un satellite gardien qu'ils ont baptisé Mab. C'est à cette occasion qu'ils découvrirent une deuxième lune, Cupid. Les deux lunes mesurent environ 20 km de diamètre.

La photographie des anneaux extérieurs a nécessité 80 minutes de pose au Télescope Spatial Hubble. Ce sont des conditions extrêmes. En 2007, lorsqu'Uranus s'approcha de son équinoxe, le Soleil fut à la verticale de l'équateur et éclaira beaucoup mieux le système d'anneaux. Les astronomes en ont profité pour étudier les zones intérieures des anneaux. Ils soupçonnent en effet que ceux découverts à ce jour ne sont que les parties les plus visibles d'un système beaucoup plus vaste qui s'étend jusqu'à Uranus, réminiscent de l'éclatement d'un satellite dans un lointain passé et dont les différentes lunes ne sont que des fragments.

Un cortège de 27 satellites

Exploitant sur Uranus la sensibilité des instruments initialement prévus pour Saturne, où la lumière du Soleil était 4 fois plus intense, la mission de la sonde spatiale Voyager 2 fut couronnée de succès. Avant les missions spatiales Uranus ne disposait que de 5 satellites : Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Obéron à mesure que l'on s'éloignait de la planète, dont les distances oscillaient entre 129780 et 582600 km de la "surface" d'Uranus.

A gauche, Uranus, son système d'anneaux et sept de ses satellites photographiés en infrarouge au VLT de l'ESO le 19 novembre 2002. A droite, le transit du satellite Ariel (en blanc avec son ombre sombre) devant Uranus photographié le 26 juillet 2006 à 15h30 TU par le Télescope Spatial Hubble. On distingue également très légèrement les anneaux. Document NASA/ESA/STScI traité par Ted Stryk.

A l'intention des amateurs, précisons qu'il faut un télescope d'au moins 200 mm d'ouverture pour observer Titania (Mv 13.73) ou Obéron (Mv 13.94). Ariel (Mv 14.6) et Umbriel (Mv 14.8) exigent un 250 mm et Miranda (Mv 16.3) un 450 mm. Bien sûr il est plus facile de les enregistrer par voie photographique.

Voyager 2 a détecté 11 petits satellites entre Miranda et le sommet de l'atmosphère tandis que 11 autres ont été découverts depuis 1997. Parmi ces derniers , Mad et Cupid ont été découverts le 22 décembre 2005 grâce au Télescope Spatial Hubble, en même temps que les deux grands anneaux extérieurs. Cupid gravite probablement sur l'orbite la plus instable des lunes d'Uranus, n'étant qu'à environ 800 km de la lune Belinda.

Huit satellites gravitent entre 7 et 21 millions de km de distance et ont une taille comprise entre 30 et 100 km de diamètre. Parmi les petits satellite proches d'Uranus, Cordelia et Ophelia sont des satellites "gardiens" de l'anneau Epsilon (extérieur).

En 2016, les astronomes Rob Chancia et Matthew Hedman de l'Université d'Idaho ont examiné les anneaux d'Uranus et observé un étrange motif ondulé dans deux des treize anneaux laissant penser qu'il s'agit du sillage laissé par un satellite comme l'explique le schéma suivant. Et effectivement, en réexaminant les données enregistrées par Voyager 2 en 1986, ils ont localisé deux nouveaux satellites potentiels gravitant entre les anneaux Alpha et Beta.

 

Comme les satellites Cordelia et Ophelia, ils exercent une pression gravitationnelle sur la poussière et la glace environnante qui prennent la forme d'un étroit sillage. Comme les autres satellites gardiens, ils maintiennent le confinement des anneaux intérieurs. Les deux satellites sont assez sombres et mesurent environ 14 km de longueur. Leur existence n'est pas encore officiellement validée par l'UAI mais dans ce cas Uranus disposait de 29 satellites.

La moitié des satellites orbitant autour d'Uranus gravitent dans son plan équatorial, les autres présentent des orbites très inclinées entre 56 et 167°. Seuls les 15 premiers découverts avant 1986 décrivent des orbites quasi circulaires (e < 0.005) et présentent une rotation synchrone. La température à leur surface est voisine de -190°C.

Les cinq principaux satellites affichent une surface accidentée. Miranda (Æ 471 km) et Ariel (Æ 1156 km) ont visiblement connu une période dominée par l'activité tectonique comme en témoignent les excellentes photographies que réalisa Voyager 2.

A la surface de Miranda on aperçoit des réseaux de fractures très importantes (Argier et Verona Rupes), des coulées visqueuses (couronnes de Elsinore, Arden et Inverness), des zones d'éboulis et l'absence de grands cratères d'impacts.

Entourant un dessin de David A.Hardy illustrant les grandes falaises de Miranda qui ont surpris les astronomes de la NASA, à gauche la face sud de Miranda photographiée le 24 janvier 1986 par Voyage 2. On distingue des coulées visqueuses. A droite, Titania photographié à 229000 km de distance. On distingue une longue faille qui s'étend sur 1600 km. Document NASA/JPL et David A.Hardy.

Selon E.D.Miner du JPL, la source de chaleur put être une combinaison de matériaux radioactifs accrétés avec Miranda lors de sa formation et des marées de “chaleur” formées lorsque son orbite était plus elliptique. Umbriel, Titania et Obéron accusent les traces d'un bombardement météoritique intense dans le passé, leur relief n'ayant pas été modifié depuis. Obéron présente la surface la plus glacée, recouverte d'une matière riche en carbone. Leur surface est probablement recouverte de poussière et de brèches comme la Lune.

Pour plus d'informations

Jet Propulsion Laboratory (JPL)

Hubble Site

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