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5 Lunes d'URANUS

Miranda

Miranda (U V Miranda) est un Satellite d'Uranus. Elle fut découverte en 1948 par Gerard Kuiper. Elle porte le nom de Miranda, la fille du magicien Prospero dans « La Tempête » de W. Shakespeare. Miranda a été photographié d'assez près par la sonde Voyager 2 en 1986.

Miranda est le plus petit des cinq satellites principaux d'Uranus. Même à une telle distance, on peut constater les preuves d'une histoire géologique complexe. La vaste région circulaire (318 km de diamètre) se nomme Arden Corona.

La faible densité de Miranda indiquerait qu'elle est composée de silicates et de composés organiques dérivés du méthane. Quant à la surface de Miranda, elle serait composée principalement de glace d'eau. Cette surface est traversée de toutes parts par des failles et des canyons gigantesques, parfois profonds de 20.000 mètres, les montagnes atteignent 24.000 m d'altitude et les vallées 16.000 mètres de profondeur, tout cela constitue une géographie chaotique indiquant que cette lune a connu une activité géologique intense par le passé. On pense que cette activité proviendrait des forces de marée d'Uranus, mais une autre théorie suggère que Miranda a peut-être été heurtée par un objet massif qui aurait en partie brisé la lune, qui se serait ensuite reconstituée.

Caractéristiques physiques
Caractéristiques orbitales
Diamètre à l'équateur
480×468×466 km
Masse
6,6 ×1019 kg
Masse volumique moyenne
1,2×103 kg/m³
Gravité de surface
0,079 m/s²
Période de rotation
synchrone
Albédo
0,32
Température de surface
env. 86 K
Demi-grand axe (a)
129 900 km
excentricité (e)
0,0013
Période de
révolution (P)
1,413 d
Inclinaison (i)
4,338°
Atmosphère
Pas d'atmosphère

Ariel

Ariel (U I Ariel) est le quatrième plus grand Satellite d'Uranus. Il fut découvert en 1851 par William Lassell. Ariel est le satellite d'Uranus le plus brillant. La surface est grêlée de cratères, mais les caractéristiques les plus remarquables sont les longues failles se prolongeant sur une face entière. Des canyons ressemblant à ceux de Mars apparaissent sur les images. Les fonds des canyons apparaissent comme si un fluide les avait adoucis. Ce fluide n'aurait pu être de l'eau car elle se serait comportée comme de l'acier à ces températures. Il aurait pu s'agir d'ammoniac, de méthane ou même de monoxyde de carbone.

COMPOSITION

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.

Caractéristiques physiques
Caractéristiques orbitales
Diamètre à l'équateur
1 162 × 1 156 × 1 155 km
Masse
1,4 ×1021 kg
Masse volumique moyenne
1,7×103 kg/m³
Gravité de surface
0,27 m/s²
Période de rotation
synchrone
Albédo
0,39
Température de surface
env. 80 K
Demi-grand axe (a)
190 900 km
excentricité (e)
0,0012
Période de
révolution (P)
2,520 d
Inclinaison (i)
0,041°
Atmosphère
Pas d'atmosphère

L'image de droite a été prise le 24 janvier 1984 par Voyager 2 à travers un filtre clair, depuis une distance de 127 000 km. La surface d'Ariel présente des zones très cratérisées, des failles complexes et des plaines douces, ce qui témoigne d'une histoire tectonique compliquée. L'image présente une résolution de 2,4 km et montre la partie sud du satellite.

En bas à gauche se trouve le cratère Domovoy, de 71 km de diamètre et centré par 72° Sud et 340° Est.

Une éclipse rare sur Uranus observée par Hubble

Le 28 juillet 2006, l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) du télescope spatial Hubble a permis de réaliser cette image dans le proche infrarouge de la planète Uranus sur laquelle se détache son satellite Ariel et l'ombre portée de celui-ci. Ariel, d'un diamètre de 1160 kilomètres et vu comme un point blanc sur l'image, projette son ombre (la tache sombre) sur la partie supérieure des nuages d'Uranus. Pour un observateur situé sur la planète, le phénomène serait une éclipse de Soleil.

Bien que de tels "transits" de lunes devant les disques de leurs planètes soient choses communes pour d'autres planètes géantes gazeuses telles que Jupiter, le cas d'Uranus est particulier. Ses satellites gravitent d'une façon telle qu'ils ne projettent que rarement leurs ombres sur la surface de la planète. L'inclinaison de l'axe de rotation d'Uranus est telle que celui-ci se trouve pratiquement dans son plan orbital. La planète est fortement inclinée sur le côté. Les lunesgravitant au-dessus de l'équateur, leurs trajectoires ne s'alignent avec le plan de l'écliptique que tous les 42 ans.

Uranus approche de son équinoxe qui aura lieu en 2007, lorsque le Soleil brillera directement au-dessus son équateur. Cet événement s'est produit pourla dernière fois en 1965.

Ariel, qui n'a que le tiers de la taille de notre Lune, est le plus gros satellite d'Uranus. Au fur et à mesure de l'approche de l'équinoxe, d'autres éclipses semblables pourront être observées pour les lunes Umbriel, Titania et Obéron.

Umbriel

Umbriel (U II Umbriel) est le troisième plus grand Satellite d'Uranus. Il fut découvert en 1851 par William Lassell. Umbriel est le satellite d'Uranus le plus sombre, environ de la même taille qu'Ariel et a environ la même densité.

SURFACE

La surface semble être ancienne avec de larges cratères et ne change pas beaucoup d'un endroit à l'autre. Près du haut de l'image se trouve un anneau brillant déconcertant appelé le "salut fluorescent". Il s'agit probablement du fond d'un cratère. 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 du satellite. 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.

COMPOSITION

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). Sa surface est couverte de cratères d'impact.

Caractéristiques physiques
Caractéristiques orbitales
Dimensions
1 169 km
Masse
1,2×1021 kg
Masse volumique moyenne
1,4×103 kg/m³
Gravité de surface
0,23 m/s²
Période de rotation
synchrone
Albédo
0,21
Température de surface
env. 85 K
Demi-grand axe (a)
266 000 km /div>
excentricité (e)
0,0039
Période de
révolution (P)
4,144 d
Inclinaison (i)
0,128°
Atmosphère
Pas d'atmosphère

Titania

Titania (U III Titania) est la plus grosse lune d'Uranus. Elle fut découverte le 11 janvier 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. Il est marqué par quelques grands bassins d'impact, mais est surtout couvert par des petits cratères et des rochers très saillants.

L'image ci-contre montre une tranchée de 1 600 km de long. Un vaste cratère à double paroi est présent vers le haut de l'image. On a observé beaucoup de failles sur Titania, ce qui indique que la surface a été modelée par des forces internes. Titania est composée d'environ 50 % d'eau sous forme 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.

Caractéristiques physiques
Caractéristiques orbitales
Dimensions
1 578 km
Masse
3,53 ×1021 kg
Masse volumique moyenne
1,72 ×103 kg/m³
Gravité de surface
0,38 m/s²
Période de rotation
synchrone
Albédo
0,27
Température de surface
env. 83 K
Demi-grand axe (a)
436 300 km
excentricité (e)
0,0011
Période de
révolution (P)
8,706 d
Inclinaison (i)
0,079°
Atmosphère
Pas d'atmosphère

Obéron

Obéron (U IV Oberon) est le plus éloigné des grands satellites d'Uranus et le second en taille. Il a été découvert en 1787 par Herschel. Il est caractérisé par de nombreux grands cratères d'impact. Sa surface est gelée.

COMPOSITION

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 vieille, 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.

Voyager 2 prit l'image ci-contre d'une distance de 663.000 km en janvier 1986. Le point sombre au centre de l'image est le cratère Hamlet, centré par 46° Sud et 44° Est. Sur le limbe, une montagne s'élève à 6 km au-dessus de la surface environnante. On constate aussi des rayons brillants similaires à ceux observés sur le satellite de Jupiter Callisto.

Caractéristiques physiques
Caractéristiques orbitales
Dimensions
1 523 km
Masse
3,01 ×1021 kg
Masse volumique moyenne
1,63 ×103 kg/m³
Gravité de surface
0,35 m/s²
Période de rotation
synchrone
Albédo
0,23
Température de surface
env. 85 K
Demi-grand axe (a)
583 500 km
excentricité (e)
0,0014
Période de
révolution (P)
13,46 d
Inclinaison (i)
0,068°
Atmosphère
Pas d'atmosphère

Photos et textes originaux : NASA / NSSDC > Juillet > 2007
 

   
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