|
Atmosphère
L'atmosphère
d'Uranus est composée principalement de dihydrogène (H2)
à 83%, d'hélium (He) à 15%, de méthane (CH4) et
d'ammoniac (NH3). Cette atmosphère occuperait près
de 30% du rayon de la planète, soit 7500 km.
La
couleur bleu-vert d'Uranus est due à la présence de méthane
dans l'atmosphère, qui absorbe principalement le rouge et l'infra-rouge.
Des
nuages ont été détectés en haute altitude et se déplaceraient
d'est en ouest entre 40 et 160 m/s. Des mesures ont révélé également
des vents soufflant à 100 km/h dans le sens contraire au niveau
de l'équateur.
Anneaux
planétaires
Uranus
possède au moins 13 anneaux principaux. Cinq ont été découverts
en 1977 grâce aux observations d'occultations d'étoiles par
Uranus. Six autres furent observés par Voyager 2 entre 1985 et
1986. Les deux derniers furent découverts gràce au télescope
spatial Hubble en décembre 2005.
Les
anneaux d'Uranus sont fins et ont des bords nets ; entre
eux s'étend un milieu diffus. Les particules qui les composent
ont des dimensions de l'ordre du centimètre et un albédo moyen
de 0,15 qui les rend très peu visibles.
Si
les 10 premiers anneaux d'Uranus sont fins et circulaires, le
dernier, l'anneau, est plus excentrique et plus large, de 20 km
au point le plus proche de la planète à 98 km au point le plus
éloigné. Il est encadré par deux satellites « bergers »,
Cordélia et Desdémone. Les deux derniers anneaux sont très
nettement plus éloignés, l'anneau se situant deux fois plus
loins.

Uranus,
ses 13 anneaux et ses 12 lunes. Parmi cette grande famille, les
deux anneaux extérieurs R1 et U2 viennent d'être découverts,
tout comme les satellites Mab et Cupid. Mab serait d'ailleurs
impliquée dans la formation et le renouvellement de l'anneau
R1.
Source
: Nasa

Anneaux
Principaux D' Uranus
Inclinaison
de l'axe
À
la différence de toutes les autres planètes du système
solaire, Uranus est très fortement inclinée sur son axe
puisque celui-ci est quasiment parallèle à son plan orbital.
Elle roule pour ainsi dire sur son orbite et présente
alternativement son pôle nord, puis son pôle sud au Soleil (même
si la désignation de nord ou de sud est assez délicate dans ce
cas précis).
Au
moment du survol de la planète par Voyager 2 en 1986, le pôle
sud d'Uranus était orienté presque directement vers le Soleil.
On peut dire qu'Uranus a une inclinaison légèrement supérieure
à 90° ou bien que son axe a une inclinaison légèrement inférieure
à 90° et qu'elle tourne alors sur elle-même dans le sens rétrograde.
Ces deux descriptions sont équivalentes d'un point de vue
physique mais il en résulte une définition différente du pôle
nord et du pôle sud.
Une
des conséquences de cette orientation est que les régions
polaires reçoivent plus d'énergie du Soleil que les régions
équatoriales. Néanmoins, Uranus reste plus chaude à son équateur
qu'à ses pôles. Le mécanisme qui en est la cause reste encore
inconnu. Aucune théorie n'a à l'heure actuelle réussi à
expliquer cette inclinaison sans faire appel à une collision
cataclysmique avec un autre corps, pendant sa formation peut-être.
Il semblerait également que l'importante inclinaison d'Uranus
entraîne des variations saisonnières extrêmes dans son
climat.
Du
fait de sa distance, Uranus met 84 ans et 7 jours pour faire sa
révolution autour du Soleil, à une vitesse de 6,8352 km/s.
Elle effectue sa rotation en 17,9 heures. Contrairement aux
autres planètes qui on un axe de rotation aligné sur le plan
orbital (elles donnent l’impression de tourner comme des
toupies), Uranus possède un axe de rotation incliné de plus de
80°, elle donne donc l’impression de rouler sur son orbite…
De ce fait, il fait jour 40 ans de suite sur un pôle, tandis
qu’il fait nuit pendant 40 ans sur l’autre !! Ce qui est
d’ailleurs étonnant et encore incompris, c’est que les pôles,
emmagasinant plus d’énergie que les régions équatoriales du
fait de leur longue exposition au Soleil, sont plus froids que
l’équateur…
On pense que cette inclinaison de la planète serait due à une
collision avec un corps planétaire tôt dans l’histoire du
système solaire.
La lumière d’ Uranus met environ 3 heures pour nous parvenir,
elle est quasiment invisible à l’œil nu, cependant on peut
la voir avec de bonnes jumelles ou une lunette astronomique
amateur.

L'
orbite d'Uranus mettant en évidence la rotation très inclinée
de la planète
HAUT DE PAGE
Champ
magnétique
Le
champ magnétique d'Uranus est grosso-modo de la même intensité
que le champ magnétique terrestre. En revanche, il est incliné
de 59° par rapport à son axe de rotation. Il trouve
probablement son origine, comme celui de toutes les autres planètes,
dans un effet dynamo lié à la rotation rapide des couches
internes fluides. Il est possible que cette inclinaison résulte
de la combinaison d'un champ magnétique « fossile »,
résidu de la nébuleuse solaire à partir de laquelle s'est
formé le système solaire, et de l'effet dynamo actuel.

Un
composé infrarouge des deux hémisphères d'Uranus pris avec le
système optique adaptatif (ao) par le télescope de Keck,
novembre 2004. Crédit Lawrence Sromovsky.
Composition
interne
Uranus
est une planète géante gazeuse, comme Jupiter, Saturne et
Neptune. Même si la composition interne d'Uranus est peu
connue, il est certain que sa structure est différente de celle
de Jupiter et Saturne. En théorie, elle serait composée d'un
noyau solide de silicates et de fer d'environ 7500 km de diamètre,
entouré d'un manteau composé de nuages d'hydrogène moléculaire,
d'hélium, de méthane et d'ammoniac sur une épaisseur de 10
000 km, puis d'une couche superficielle d'hydrogène et d'hélium
liquide, épaisse d'environ 7600 km qui se fond graduellement
dans l'atmosphère. À la différence de Jupiter et Saturne,
Uranus n'est pas assez massive pour que l'hydrogène existe à
l'état métallique autour du noyau.
Cependant,
les données recueillies par la sonde Voyager 2 ainsi que
certaines expériences de laboratoire remettent en question
l'existence d'un noyau solide. Il est possible au contraire que
les matériaux soient plus ou moins uniformément distribués à
l'intérieur d'Uranus.

HAUT DE PAGE
LES
SATELLITES D'
URANUS
Uranus
est la troisième géante gazeuse en taille, du système
solaire. Découverte le 13 mars 1781 par William Herschel, elle
a un axe de rotation incliné à 98°. Celui de la Terre est de
23,27°, et celui de Jupiter de 3,22°. Uranus est donc
quasiment couchée sur son orbite. Uranus possède au moins 13
anneaux principaux. Cinq ont été découverts en 1977 grâce
aux observations d'occultations d'étoiles par Uranus. Six
autres furent observés par Voyager 2 entre 1985 et 1986. Les
deux derniers furent découverts grâce au télescope spatial
Hubble en décembre 2005. Les anneaux d'Uranus, très peu
visibles sont composés de particules de l'ordre du centimètre.
Uranus possède au moins 27 satellites naturels.

Vue
Du Satellite Ariel
Les
deux premiers (Titania et Obéron) furent découverts par
William Herschel en 1787. Deux autres lunes, Ariel et
Umbriel, furent découvertes par William Lassell en 1851. C'est
John Herschel, le fils de William qui donna leurs noms aux
quatre premières lunes d'Uranus (Obéron, Titania, Ariel,
Umbriel). Les noms sont tirés des personnages du «Songe d'une
nuit d'été» de William Shakespeare. Gérard Kuiper découvrit
Miranda en 1948. Dix autres lunes furent découvertes lors du
passage de Voyager 2 en 1986 et une autre, Perdita, fut découverte
treize ans plus tard parmi les photographies reçues. Onze
autres lunes ont été identifiées depuis, en utilisant des télescopes
terrestres.
|
Titania
Titania
est la plus grosse lune d'Uranus. Elle fut découverte
en 1787 par William Herschel. Elle porte le nom de
Titania, la reine des Fées dans «Le Songe d'une nuit
d'été» de William Shakespeare. Titania est composée
d'environ 50% de glace, de 30% de silicates et de 20% de
composés organiques proches du méthane. Une de ses
principales caractéristiques physiques est la présence
d'un immense canyon, largement plus grand que le Grand
canyon sur Terre, du même ordre de grandeur que Valles
Marineris sur Mars ou Ithaca Chasma sur Téthys, la lune
de Saturne.
source
NASA |

|
| Titania |
Lune
d'Uranus |
| Diamètre |
1578
km |
| Masse |
352×1019 kg |
| Découvert
en |
1787 |
| Découvert
par |
William
Herschel |
|
|
Obéron
Obéron
est le plus éloigné des grands satellites d'Uranus et
le second en taille. Il a été découvert en 1787 par
Herschel.
Obéron est composé d'environ 50% de glace d'eau, 30%
de silicates, et 20% de composés de méthane, carbone
et azote. Sa surface est couverte de cratères, et
indique une très faible activité interne si l'on
excepte un matériau sombre non identifié qui remplit
les planchers de nombreux cratères.
source NASA
|

|
| Obéron |
Lune
d'Uranus |
| Diamètre |
1523
km |
| Masse |
300
×1019 kg |
| Découvert
en |
1787 |
| Découvert
par |
William
Herschel |
|
|
Umbriel
Umbriel
est le troisième plus grand satellite d'Uranus. Il fut
découvert en 1851 par William Lassell. Umbriel est le
plus sombre satellite d'Uranus et également le moins
actif géologiquement, composé principalement de glace
d'eau, le reste étant constitué de silicates et à 20%
de glace de méthane (CH4). L'une des caractéristiques
de la surface d'Umbriel est le cratère Wunda, un large
anneau de matériaux brillants de 140 km de diamètre
proche de l'équateur. La nature de cet anneau n'est pas
connue, mais il pourrait s'agir d'un dépôt de glace,
peut-être à la suite d'un impact.
source
NASA |

|
| Umbriel |
Lune
d'Uranus |
| Diamètre |
1169
km |
| Masse |
117
×1019 kg |
| Découvert
en |
1951 |
| Découvert
par |
William
Lassell |
|
|
Ariel
Ariel
est le quatrième plus grand satellite d'Uranus. Il fut
découvert en 1851 par William Lassell. Ariel serait
composé à 50% de glace d'eau, à 30% de silicates et
à 20% de glace de méthane (CH4) et il semble que
certaines régions de sa surface aient été récemment
gelées. Largement dépourvu de cratères d'impact,
Ariel semble avoir subi une période d'intense activité
géologique qui a produit un réseau complexe de canyons
et d'écoulement d'eau liquide à sa surface.
Photographie
prise le 24 janvier 1986
à une distance d'environ 130 Mm
source
NASA |

|
| Ariel |
Lune
d'Uranus |
| Diamètre |
1159
km |
| Masse |
135
×1019 kg |
| Découvert
en |
1851 |
| Découvert
par |
William
Lassell |
|
|
Miranda
La
faible densité de Miranda indique qu'elle contient des
silicates et des composés organiques dérivés du méthane,
le tout entouré de glace d'eau. Cette surface est
traversée de toutes parts par des failles et des
canyons gigantesques, parfois profonds de 20 km, avec
des montagnes atteignant 24 km d'altitude et des vallées
de 16 km de profondeur. Cette géographie chaotique
indique que Miranda a connu une activité géologique
intense. Cette activité pourrait provenir des forces de
marée d'Uranus ou bien Miranda a peut-être été brisée
par un objet massif puis se serait reconstituée.
Photographie
prise en 1986 par la sonde Voyager 2
source
NASA |

|
| Miranda |
Lune
d'Uranus |
| Diamètre |
480×468×466
km |
| Masse |
6,6
×1019 kg |
| Albédo |
0,32 |
| Température |
~86
K |
| Découvert
en |
1948 |
| Découvert
par |
Gérard
Kuiper |
|
HAUT DE PAGE
|