# data[].attributes.body
En 2004, les astronomes dirigeant la mission « Mars Exploration Rover » de la NASA ont confirmé que de l’eau à l’état liquide exista jadis sur la surface de Mars !
Auparavant, les scientifiques avaient émis l’hypothèse de l’existence d’eau sur Mars en des temps reculés, en raison de l’état de sa surface qui ressemblait à de l’érosion, comme ce que l’on trouve sur Terre.

Aujourd’hui, l’atmosphère de dioxyde de carbone présente sur Mars est tellement fine que c’est une planète froide et sèche, avec des pôles d’eau gelée et de dioxyde de carbone. Mais il semble que de petits jets d’eau provenant de la croûte martienne continuent de remonter à la surface par endroits.

Taille : 6779 km de diamètre
Masse :  639e21 kg (6,39 × 10^20 tonnes)
Distance au Soleil : de 207 millions de km (Périhélie) à 250 millions de km (Aphélie)
Distance à la Terre: de 56 à 400 millions de km
Caractéristique : planète la plus étudiée après la Terre
Observation : visible à l’œil nu, couleur rouge
1 jour martien : Un peu plus d’un jour terrestre (24h 39 mn)
1 année martienne : 687 jours terrestres
Robots au sol : Opportunity (M.E.R) et Curiosity (M.S.L)

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Jupiter est la plus grosse planète de notre Système solaire. Son atmosphère d’hélium et d’hydrogène contient de gros nuages colorés, et son immense magnétosphère, ses anneaux et satellites en font à elle seule un véritable système planétaire. Une des plus grosses lunes de Jupiter, Io, possède des volcans qui font de sa surface la plus chaude de tout le système solaire. Au moins quatre des satellites de Jupiter possèdent une atmosphère, et au moins trois sont susceptibles de contenir de l’eau à l’état liquide ou partiellement gelée. Il se peut qu’Europe, un autre satellite de Jupiter, possède tout un océan d’eau liquide sous sa croûte glacée !
La lune Callisto est très éloignée de Jupiter, et semble particulièrement âgée. Quant à Ganymède, c'est le plus gros des satellites joviens : il est plus grand que la planète Mercure !

Taille : 142984 km de diamètre
Masse : 1.90 × 10^27 kg (318 Terres)
Distance au soleil : 778,5 millions de km
Distance depuis la Terre : 600 Millions de km
Température : -161°C
1 jour jovien : 10 heures
1 année jovienne : 12 ans terrestres
Missions vers Jupiter : Galileo, Juno
Surface : Gaz d’hydrogène et d’hélium

# data[].attributes.body
Mercure est étonnamment dense, et cela est apparemment dû au fait qu’elle ait un noyau ferreux particulièrement important. L’atmosphère ténue de Mercure laisse à sa surface le témoignage de bombardements d’astéroïdes ayant eu lieu dans sa jeunesse.

Taille : 4878 km de diamètre
Masse : 330,2×10^21 kg
Distance au soleil : de 46 Millions de km (Périhélie) à 70 Millions de km (Aphélie)
Distance depuis la Terre : 90 Millions de km à 210 Millions de km
Température : Entre -175°C et 427°C
Temps pour l’atteindre : 6 ans
1 jour mercurien : 176 jours terrestres
1 année mercurienne : 88 jours terrestres
Missions vers Mercure : Mariner 10, Messenger, Bepicolombo
Surface : Paysage désolé fait de cratères et de fissures

# data[].attributes.body
Elle est la dernière géante gazeuse de notre système solaire. Il n’est possible de l’observer qu’à l’aide d’un télescope. Les scientifiques pensent que sa composition interne est similaire à celle d’Uranus, de même que sa couleur bleue est due à la présence de méthane.

Place dans le système solaire : 8e planète
Taille : 49 244 km de diamètre
Masse : 1,024 × 10^26 kg
Distance au soleil : 4,498 milliards km
Distance maximale depuis la Terre : 4 687 millions de km
Température : −218 °C
1 jour sur Neptune : 16 heures.
Une année sur Neptune : 164,79 ans
Surface : gaz, roches en fusion et glaces

# data[].attributes.body
Saturne, la rivale de Jupiter, possède un système d’anneaux bien plus complexe et un nombre équivalent de satellites. Titan, l’un des satellites de Saturne, possède l’atmosphère la plus épaisse de tous les autres satellites du système solaire. Une autre lune de Saturne, Encelade, possède des geysers d’eau liquide. Quant à Uranus et Neptune, elles possèdent peu d’hydrogène en proportion de Jupiter et Saturne ; Uranus, qui possède également des anneaux, a la particularité d’avoir une rotation à 98° sur le plan de son orbite.

Place dans le système solaire : 6e planète
Taille : 116464 km de diamètre (2e plus grosse planète, 750 fois la taille de la Terre)
Masse : 5,683 × 10^26 kg
Distance au soleil : 1,429 milliard de km
Distance maximale depuis la Terre : 1 658 millions de km
Température : -180°C
1 jour sur Saturne : 10,6 heures.
Une année saturnienne : 29,5 ans
Surface : Gaz d’hydrogène et d’hélium

# data[].attributes.body
La Terre est à ce jour la seule planète connue pour abriter en abondance de l’eau à l’état liquide et de la vie. C’est également la planète la plus connue de l’homme. Depuis des siècles elle est étudiée dans ses coins les plus reculés.

Taille : 12742 km de diamètre
Masse : 5,972E24 kg (5,97200 × 10^21 tonnes)
Distance au Soleil : 150 millions de km
Distance à la Lune : 384 400 km
Caractéristique : seule planète connue abritant la vie
Âge : 4,54 milliards d’années
Population humaine : 7 milliards

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Vénus possède une atmosphère de dioxyde de carbone 90 fois plus épaisse que sur la Terre, ce qui provoque un remarquable effet de serre. Il en résulte une température extrême, la plus brûlante de toutes les planètes : il y règne une température d’environ 477°C !

Autre nom :  étoile du berger
Taille :  12104 km de diamètre
Masse :  4,867E24 kg (0,815 Masse terrestre)
Distance au Soleil :  de 107 Millions de km (Périhélie) à 109 Millions de km (Aphélie)
Caractéristique : Tourne sur elle-même dans le sens opposé des autres planètes
Température : 480°C au sol, de jour comme de nuit
Observation : Objet le plus lumineux après le Soleil et la Lune
1 jour vénusien : 243 jours terrestres
1 année vénusienne : 224 jours terrestres
Rotation de la couche nuageuse : 4 jours seulement

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Septième planète du système solaire, Uranus est une géante gazeuse bleue. On ne connait pas très bien la composition interne de cette planète, mais on est certain qu’elle est différente de celle de Jupiter et Saturne. Sa couleur bleue est due à une forte présence de méthane.

Place dans le système solaire : 7e planète
Taille : 50724 km de diamètre (3e plus grosse planète)
Masse : 8,681 0×1025 kg
Distance au soleil : 3 milliards de km
Distance maximale depuis la Terre : 3 157 millions de km
Température : −225 °C
1 jour sur Uranus : 17 heures.
Une année sur Uranus : 84 ans
Surface : gaz, roches en fusion et glaces

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Une petite planète

Mercure est la planète tellurique (c'est-à-dire une planète rocheuse) la plus petite du Système solaire. Elle est également la plus proche du Soleil et ne possède pratiquement pas d'atmosphère. De ce fait, elle subit de grands écarts de température, sans équivalent dans le Système solaire. Cette température peut atteindre environ +430°C le jour, et descendre à -180°C la nuit. Sa surface truffée de cratères rappelle en de nombreux aspects la surface lunaire. Désert de roches et de laves tantôt brûlantes, tantôt glacées, Mercure est un astre géologiquement mort, c'est-à-dire sans activité interne, depuis plus de 3 milliards d'années.

Caractéristiques de la planète Mercure

Mercure possède un noyau liquide de 3 600 km de diamètre. Celui-ci représente 61 % du volume de la planète, contre seulement 17 % pour celui de la Terre. Il est recouvert d'un manteau de 600 km environ, qui représente environ 20 % du rayon de cette planète. Celui-ci est composé de roches semi-fondues, et est bien moins dense que le noyau.

Au-dessus se trouve la fine croûte épaisse de plusieurs dizaines de km. Sa surface est recouverte de cratères d'impact, pouvant atteindre plusieurs centaines de km de diamètre pour quelques km de profondeur. Autre particularité : la présence d'escarpements, hauts de 1 à 3 km et longs de plusieurs centaines de km. Ils se seraient formés lors du refroidissement de la planète.

Mercure possède également une atmosphère dynamique très fine, appelée exosphère, résultat du bombardement de la surface par le vent solaire. Elle subit, par conséquent, d'importants écarts de température entre le jour et la nuit : de -180°C à +430 °C, une amplitude thermique sans équivalent dans le Système solaire.

Mercure en chiffres

Diamètre moyen : 4 879 km

Masse (Terre = 1) : 0,055 soit 3,3.10²⁰ t

Masse volumique moyenne : 5 427 kg/m³

Gravité à l'équateur (Terre = 1) : 0,38 soit 3,7 m/s²

Distance moyenne du Soleil (Terre-Soleil = 1 UA) : 0,38 UA, soit 57,9 millions de km

Inclinaison de l'axe de rotation : 0,01°

Période de rotation (cycle diurne) : 175,94 jours terrestres

Période de révolution autour du Soleil : 87,97 jours

Température moyenne à la surface : +169°C (min -180°C, max +430°C)

Lunes : 0

Le CNES dans l'exploration de Mercure

La mission BepiColombo

2 sondes ont été lancées le 19 octobre 2018 et arriveront autour de Mercure fin 2025, afin d'étudier sa surface, sa structure interne, sa magnétosphère (région ionisée entourant la planète soumise au puissant champ magnétique et à l'interaction du vent solaire) et son champ magnétique. Le CNES assure la maîtrise d'ouvrage de la contribution instrumentale française, pour le compte des laboratoires français impliqués dans la mission (8 laboratoires français participent à la conception de 6 instruments). En savoir plus ici.

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CNES Mercure est la plus petite des planètes rocheuses et la plus proche du Soleil.

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Vénus, planète brûlante à l'atmosphère mortelle | Futura

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En dépit des nombreuses missions spatiales qui lui ont été consacrées, Vénus, cachée sous une épaisse atmosphère nuageuse, recèle encore de nombreux mystères. Son exploration rapprochée débute pourtant à l’aube de l’ère spatiale : elle est d’ailleurs, en 1962, la première planète à être survolée par…

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La planète rouge

Mars est l'une des 4 planètes telluriques (ou rocheuses) du Système solaire. Plus froide que la Terre, la température moyenne à sa surface est de -67°C. On l'appelle la " planète rouge " car sa surface rocailleuse et désertique est recouverte d'une poussière riche en oxyde de fer de couleur rougeâtre. On y trouve également de nombreux volcans très élevés et de profonds canyons. Mars possède 2 petits satellites naturels connus : Phobos (d'un diamètre d'environ 22 km, en orbite à 9 400 km) et Deimos (d'un diamètre d'environ 13 km, en orbite à 23 500 km de Mars).

Caractéristiques de la planète Mars

la structure interne

La structure interne de Mars demeure pour en grande partie inconnue. Le petit noyau de la planète rouge serait encore partiellement liquide et probablement composé de fer et d'autres matériaux plus légers, comme du sulfure de fer.

Moins dense que le noyau, Le manteau serait principalement composé d'olivine et de pyroxènes, des minéraux riches en fer et en magnésium. La croûte forme une enveloppe, composée de roches volcaniques. Sa surface, recouverte de poussière rouge, porte les traces d'un passé mouvementé marqué par l'activité volcanique, l'écoulement de cours d'eau, l'érosion et les impacts de météorites.

On trouve d'innombrables cratères d'impacts essentiellement dans l'hémisphère sud. Ils sont moins nombreux dans les plaines volcaniques plus jeunes de l'hémisphère nord. Une longue et profonde faille, Valles Marineris, s'étend, elle, d'Ouest en Est

Les pôles de Mars sont en permanence recouverts de calottes glaciaires composées de glace d'eau et de glace de gaz carbonique. Le pôle Sud est plus élevé donc plus froid et sa calotte est plus riche en neige carbonique saisonnière. La calotte du pôle Nord, un peu moins froid, est quant à elle plus riche en glace d'eau.

L'atmosphère de Mars

L'atmosphère de Mars est composée à 96% de dioxyde de carbone (CO2), 2% d'argon (Ar), 1,9% d'azote (N2 et NO), et les 0,1% restants correspondent à des traces d'oxygène, de monoxyde de carbone, de vapeur d'eau et d'autres gaz. La pression atmosphérique varie selon le cycle complexe de condensation et de sublimation des glaces des pôles. Elle reste cependant très faible par rapport à celle de la Terre (moins de 1%).

Mars en chiffres

Diamètre moyen : 6 794 km

Masse (Terre = 1) : 0,11 soit 0,642.10²¹ t

Masse volumique moyenne : 3 933 kg/m³

Gravité à l'équateur (Terre = 1) : 0,38 soit 3,71 m/s²

Distance moyenne du Soleil (Terre-Soleil = 1 UA) : 1,52 UA, soit 227,9 millions de km

Inclinaison de l'axe de rotation : 25,2°

Période de rotation (cycle diurne) : 24,7 h

Période de révolution autour du Soleil : 687 jours

Température moyenne à la surface : -63°C (min -143°C, max +20°C)

Lunes : 2

Le CNES dans l'exploration de Mars

Le CNES, en soutien aux laboratoires du CNRS, a d'abord participé à la mission Mars Express de l'ESA qui a été placée en orbite martienne en 2003. Toujours en fonctionnement, elle continue de cartographier la planète rouge, analyser son sous-sol et étudier son atmosphère. Nous avons fourni un support technique et financier au développement de 2 instruments et assuré la fourniture du "segment sol" du 3e instrument (c'est l'ensemble des équipements au sol qui servent à communiquer avec l'instrument à bord du satellite).

Le CNES est également impliqué dans la mission Mars Science Laboratory de la NASA, qui a déposé sur Mars le rover Curiosity en aout 2012. Les instruments de la charge utile ont pour objectifs de caractériser la géologie, d'analyser le climat, de déterminer l'habitabilité de Mars et de préparer l'exploration humaine de la planète rouge. Le CNES assure la maîtrise d'ouvrage de la contribution instrumentale française. Il est également responsable du FIMOC (French Instruments Mars Operations Center), un centre d'opérations implanté au Centre spatial de Toulouse. Il a pour mission d'opérer en alternance avec les laboratoires américains partenaires les instruments ChemCam (CHEMistry CAMera) et SAM (Sample Analysis at Mars) auxquels la France contribue.

Le CNES participe aussi à la mission InSight de la NASA, qui étudie la structure interne de Mars, afin de déterminer sa structure profonde et de mieux comprendre comment se sont formées les planètes rocheuses. Le CNES à supervisé le développement du principal instrument de la mission, le sismomètre SEIS (Seismic Experiment for Interior Structures), conçu par l'Institut de Physique du Globe de Paris et chargé " d'écouter battre le coeur " de la planète rouge.

Exomars

Le CNES participe également à ce programme conjoint de l'ESA et de Roscosmos. Un satellite, le Trace Gas Orbiter (TGO), a été lancé en 2016. Il analyse l'atmosphère martienne et sert de relai pour les communications entre la Terre et la surface de Mars. Le CNES soutient la contribution de laboratoires français à l'exploitation des données de l'instrument russe ACS. Pour Exomars, les laboratoires français sont en charge de 2 instruments du rover Rosalind Franklin: MicrOmega (un microscope pour les études minéralogiques des échantillons prélevés) et WISDOM (un radar pour étudier le proche sous-sol afin d'en caractériser sa structure).

Le CNES supervise aussi la contribution de laboratoires français à 3 autres instruments de la charge utile du Rover et à un instrument sur la plateforme Russe " Kazachock ". Le service Robotique du CNES fourni aussi des logiciels pour la vision et la navigation autonome du rover Rosalind Franklin.

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Mars est la 4e planète du Système solaire par son éloignement au Soleil. C'est une petite planète rocheuse : 7 fois moins volumineuse et 10 fois moins massive que la Terre.

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Attention, à ne pas confondre ! Pour les sujets ou articles dits homonymes, voir : Jupiter.

Jupiter est la 5 e planète du système solaire, et la plus grande, avec un diamètre de 11 fois celui de la Terre et un volume 1 320 fois plus important. Sa masse n'est en revanche "que" de 318 fois celle de la Terre, car c'est une géante gazeuse : sa densité moyenne de 1,33 est quatre fois plus faible que celle de la Terre, et proche de celle du Soleil. Jupiter est 2,5 fois plus massif que toutes les autres planètes réunies (plus de 70 % de la masse en orbite autour du Soleil). Le nom Jupiter vient du nom d'un dieu romain. La distance entre elle et le soleil est de 778 300 000 kilomètres.

La planète est connue depuis la Préhistoire : elle est visible à l'œil nu, comme une étoile très brillante, mais qui ne scintille pas : c'est en effet l'un des objets les plus lumineux du ciel nocturne (avec la Lune et Vénus). De près, cette planète est hostile : un grand nombre de tempêtes y font rage en ce moment même, tandis que ses diverses lunes gravitent autour d'elle.

Comme il s'agit d'une planète d'une géante gazeuse, elle ne possède pas de surface solide : il serait donc impossible de s'y poser. Son nom vient du dieu Jupiter, dans la mythologie romaine.

Il n'y a pas de surface solide sur Jupiter, mais on a défini par convention une altitude 0 là où la pression atmosphérique est la même qu'à la surface de la Terre, soit à peu près 1 kg par centimètre carré (1 bar ou 100 000 Pa).

L' atmosphère de Jupiter est riche en hydrogène et en hélium ; il y a aussi des traces de méthane, de vapeur d'eau, d' ammoniac, d' éthane, de phosphine et de sulfure d'hydrogène. Elle possède plusieurs couches, la troposphère, où se trouvent les nuages ; la pression atmosphérique est plus importante que sur Terre. La limite de la troposphère est la tropopause, où la pression est 10 fois moins importante que sur Terre. Au-dessus, il y a la stratosphère, où les hydrocarbures comme le méthane sont très abondants ; vient ensuite la thermosphère, où il y a les aurores polaires, et enfin, l' exosphère, qui s'éloigne jusqu'à 5 000 km d'altitude.

Dans la troposphère, il y a trois couches de nuages : la plus haute est faite de nuages d' ammoniac ; plus bas, il y a des nuages d' hydrosulfure d'ammonium et, encore plus bas, des nuages de vapeur d'eau et de cristaux de glace.

En fait, malgré son nom de " géante gazeuse ", la planète est en grande majorité liquide : même si l'enveloppe gazeuse atteint 5 000 km d'épaisseur, c'est une couche relativement mince à l'échelle de la planète dont le rayon dépasse 70 000 km. Sous la troposphère, une couche d' hydrogène liquide de plus de 10 000 km d'épaisseur, puis une autre couche d' hydrogène liquide dit métallique, car il conduit l'électricité, sur environ 4 5 000 km d'épaisseur. Il existe enfin un gros noyau solide au centre de la planète, à plus de 50 000 kilomètres de profondeur : il reste encore assez mal connu, mais sa masse serait d'au moins une dizaine de fois celle de la Terre et sa température serait de 30 000 °C, c'est-à-dire beaucoup plus chaud que la surface du soleil, la pression est extrême.

Les tempêtes de Jupiter sont très nombreuses et les vents y soufflent jusqu'à plusieurs centaines de km/h : il s'agit de cyclones, comme sur Terre, mais ils n'ont pas d'œil et sont énormes : le plus célèbre, la grande tache rouge, qui couvre une zone deux fois plus grande que notre planète, existe depuis 300 ans. Quand on regarde Jupiter, les ovales sont en fait des tempêtes qui soufflent parfois très longtemps. Il y a des éclairs plus puissants, mais aussi plus rares que sur Terre. Sur Jupiter, certaines tempêtes sont très connues, comme par exemple, la grande tache rouge : cette tempête géante, dont la taille équivaut à deux fois la planète Terre, intrigue beaucoup les scientifiques à cause de sa couleur rouge. Cette tache tourne sur elle-même en quelques jours : elle est donc comparable à un cyclone. Découvert vers 1664, ce cyclone gigantesque existe encore de nos jours (bien qu'il rétrécisse actuellement) : il tourne donc depuis au moins trois siècles, et peut-être même depuis beaucoup plus longtemps que cela. Les vents y dépassent les 500 km/h. Elle se situe dans l' hémisphère sud de la planète. Il existe une autre tempête importante sur Jupiter, l'Ovale BA, qui ressemble à la grande tache rouge, mais elle est plus petite, et se situe un peu plus au sud. Elle est le résultat de la fusion de trois tempêtes datant de 1939, les petites taches blanches : après leur fusion de 1998 à 2000, elle est mystérieusement devenue rouge.

Jupiter possède au moins 69 satellites naturels. Les quatre plus grands, Io, Europe, Ganymède et Callisto, ont été découverts par Galilée : c'est pour cela qu'on les appelle satellites galiléens ou lunes galiléennes. Les autres lunes sont plus petites : elles ne sont pas rondes, mais d'une forme irrégulière, il s'agit probablement d' astéroïdes capturés par sa force de gravitation.

Les 4 satellites galiléens ont tous été découverts par Galilée. Avec une bonne paire de jumelles ou un télescope, il est possible de voir quatre points alignés à côté de Jupiter, les deux premiers sont moins brillants car plus petits. Ils ont une taille comparable à notre Lune.

Les lunes galiléennes sont :

Io : Légèrement plus grand que la Lune (3 640 km de diamètre pour 89 milliards de milliards de tonnes), il possède de très nombreux volcans et des lacs de lave de soufre en fusion. Les plus gros volcans projettent d'immenses panaches dans l'espace et des particules se mettent en orbite autour de Jupiter à une vitesse incroyable. Io possède une couleur jaune avec des nuances blanches et rouges, c'est du au soufre qui recouvre sa surface. Cette activité intense, très inhabituelle pour un corps céleste de cette taille, est due à la proximité de l'énorme masse de Jupiter (environ 20 000 fois celle de Io) qui, à cause d'importantes forces de marée (différence de l'intensité de la force de gravitation entre un point A et un point B), déforme et échauffe le cœur de cette lune de la même façon que lorsque qu'on manipule un morceau d'argile.

Europe : Contrairement à Io, Europe est gelé, recouvert d'une épaisse couche de glace, qui cache probablement un immense océan sous-terrain très profond qui abrite peut-être une vie extraterrestre : la NASA envisage des projets d'explorations de ces océans. Il y a aussi des geysers d'eau liquide qui ne sont pas actifs en permanence, ce qui permettrait d'atteindre l'océan sans percer la couche de glace. Sa surface est couverte de failles et le relief est très faible, on y trouve aussi très peu de cratères, cela laisse penser que sa surface est renouvelée par une activité géologique, tout comme sur Terre. La présence de failles est probablement due aux mouvements de la couche de glace sur l'océan sous-terrain, situé sous la surface.

Ganymède : Avec 5 280 km de diamètre pour près de 150 milliards de milliards de tonnes (le double de notre Lune), il s'agit du plus grand satellite naturel du Système solaire. Il est plus grand que Mercure, la plus petite planète du système solaire, mais fait moins de la moitié de sa masse car il est beaucoup moins dense. Il est probable que lui aussi abrite un océan sous-terrain très profond, et la vie y serait donc possible.

Callisto : C'est le troisième plus gros satellite du système solaire, 4 820 km pour 107,5 milliards de milliards de tonnes, derrière Ganymède et Titan (lune de Saturne). Cette lune est recouverte de nombreux cratères qui ressemblent à des tâches blanches sur sa surface, l'un d'eux ressemble à des anneaux. Elle pourrait également abriter un océan sous-terrain profond mais seulement si l'eau est mélangée avec de l'ammoniac, une substance qui agit comme un antigel, ce qui empêche à l'eau de geler, même à très basse température.

De gauche à droite, Io, Europe, Ganymède et Callisto

Jupiter est visible à l'oeil nu comme une étoile très brillante et qui ne scintille pas. Elle est visible d'abord 6 ans uniquement dans l' hémisphère nord puis devient visible uniquement dans l' hémisphère sud, actuellement, elle vient de disparaître du ciel de l'hémisphère nord et ne sera donc plus visible pendant environ 6 ans. Elle est donc connue depuis la préhistoire.

Les écliptique babyloniens se servaient de son mouvement le long de l' afin de définir le zodiaque.

Les romains eux, nommèrent la planète d'après Jupiter, le roi des dieux ; chez les grecs, la planète se nommait "Phaethon" (ce qui signifie "ardent"). Il faut noter que "Jeudi" signifie en fait "le jour de Jupiter", des liens avec jeudi et la planète Jupiter sont également présents dans d'autres langues.

Avec l'invention du télescope, l' astronome italien Galilée découvre en 1610, les 4 satellites galiléens ainsi que la Grande Tache rouge, cette énorme tempête qui existe encore aujourd'hui. À l'époque, on pensait que tout tournait autour de la Terre (y compris le soleil), cette théorie s'appelle le géocentrisme. Quand Galilée découvre des objets qui tournent autour de Jupiter, cela signifie pour lui que l'idée de l'héliocentrisme (l'idée que les planètes dont la Terre tournent autour du soleil) est juste. Cependant, en 1633, l' Inquisition juge Galilée pour ses idées contraires à celles de l' Église, Galilée est emprisonné plusieurs années.

Dans les années 1670, les astronomes firent une surprenante découverte. Lorsque Jupiter se trouvait à l'opposé du Soleil par rapport à la Terre (donc quand Jupiter est très éloigné de nous), les éclipses de ses lunes par leur planète (passages derrière Jupiter) ne survenaient pas à l'heure prévue, mais avec 17 minutes de retard ! Un astronome danois, Ole Christensen Rømer, en conclut que cette observation ne se faisait pas " en direct ". Cela ne pouvait signifier qu'une chose : la lumière de Jupiter et ses lunes mettait un temps différent pour nous parvenir, suivant qu'elles étaient plus ou moins éloignées de nous. Cette lumière ne nous parvient pas instantanément, elle n'a donc pas une vitesse infinie, comme on le croyait jusqu'alors : elle se déplace en fait à 300 000 km/s. En 1676, Rømer fit une première estimation de la vitesse de la lumière.

Jupiter possède des anneaux, à la manière de Saturne. Cependant, ceux de Jupiter sont très fins, à peine visible. Ceux de Saturne sont constitués en fait d'une multitude de petits blocs de roche et de glace en très forte densité. Ceux de Jupiter cependant ne sont constitués que de poussière en petite quantité. Il y a trois anneaux principaux, et un quatrième qui a la particularité de tourner autour de Jupiter dans le sens inverse de sa rotation, il est peut-être constitué de poussière capturée par la gravité de Jupiter.

Jupiter est le roi des dieux dans la mythologie romaine. L'association entre le dieu et la planète remonte à l'Antiquité.

Source : cette page a été partiellement adaptée de la page Jupiter (planète) de Wikipédia.

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Attention, à ne pas confondre ! Pour les sujets ou articles dits homonymes, voir : Jupiter . Jupiter est la 5 e planète du système solaire, et la plus grande, avec un diamètre de 11 fois celui de la Terre et un volume 1 320 fois plus important.

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Encerclée de ses magnifiques anneaux, l'imposante Saturne ne passe pas inaperçue dans le ballet des planètes du système solaire. Bien qu'elle ne soit pas la seule à en posséder, difficile de nier que les siens sont les plus spectaculaires. Cette grosse boule gazeuse, qui est la deuxième plus grande planète, est la chouchoute de bien des astronomes professionnels et amateurs.

Voici tout ce qu'il faut savoir sur Saturne en 18 questions.

La planète Saturne dans le système solaire

Saturne est la sixième planète du système solaire, par sa distance au Soleil, et la deuxième plus grande planète (derrière Jupiter).

Quelle est la distance de Saturne au Soleil ?

Saturne se trouve à une distance moyenne de 1,43 milliard de kilomètres du Soleil. Très exactement, 1 426 666 422 kilomètres. Cela équivaut à 9,5 unités astronomiques (une unité astronomique équivaut à la distance Terre-Soleil, soit environ 150 millions de kilomètres). À cette distance, la lumière du Soleil met environ 1 heure et 19 minutes à parvenir jusqu'à Saturne.

La planète Saturne dans le système solaire. // Source : Nino Barbey pour Numerama

Quelle est la distance entre la Terre et Saturne ?

La distance entre la Terre et Saturne varie sans cesse, car les deux planètes se déplacent chacune sur leurs orbites autour du Soleil.

Cette distance est la plus faible lorsque Saturne est à l'opposition, c'est-à-dire lorsque Saturne est alignée avec la Terre et le Soleil. Ainsi, Saturne était à l'opposition le dimanche 14 août 2022 : sa distance avec la Terre était alors de 8,857 unités astronomiques, soit 1,32 milliard de kilomètres.

Quelle est la durée du voyage pour aller sur Saturne ?

Le voyage vers Saturne est long, très long. On peut prendre pour référence le temps qu'il a fallu à la mission Cassini-Huygens de la Nasa, lancée en 1997, pour atteindre la planète. La sonde s'est insérée en orbite autour de Saturne en 1997. Il a fallu plus de 7 ans pour faire ce voyage, ou très exactement 2 664 jours.

Les caractéristiques de Saturne

Célèbre pour ses superbes anneaux, Saturne a bien d'autres caractéristiques surprenantes qui méritent d'être mieux connues.

Quelle est la taille de Saturne ?

Saturne est une planète bien plus imposante que la Terre : elle est environ 9 fois plus grande qu'elle. Son diamètre est estimé à approximativement 116 500 kilomètres.

Quelle est la masse de Saturne ?

La masse de Saturne est estimée à 568 319 000 000 000 000 000 000 000 kilogrammes. Il s'agit de l'unique planète du système solaire moins dense que l'eau. Saturne représente un tiers de la masse de Jupiter, sa voisine.

D'où vient le nom de Saturne ?

Saturne est l'une des planètes visibles à l'œil nu (la plus lointaine du système solaire que l'on peut voir sans l'aide d'un instrument), ce qui a permis de la découvrir dès l'Antiquité. Le nom qui lui a été donné est celui du dieu romain Saturne, père de Jupiter, associé à l'agriculture et la richesse.

Saturne est-elle rocheuse ou gazeuse ?

La planète Saturne est gazeuse. Comme sa voisine Jupiter, elle contient principalement de l'hydrogène et de l'hélium. Si l'on pouvait mettre Saturne dans une baignoire géante, elle pourrait y flotter, car la planète est encore moins dense que l'eau.

À quoi ressemble la surface de Saturne ?

Puisqu'il s'agit d'une géante gazeuse, Saturne n'a pas véritablement de surface. Ce corps est essentiellement composé de gaz et de liquides, et aucun vaisseau ne pourrait s'y poser, comme on sait le faire sur Mars, par exemple. D'ailleurs, traverser les profondeurs tourbillonnantes de la planète vaporiserait n'importe quelle sonde qui oserait s'y aventurer. C'est exactement ainsi que la sonde Cassini-Huygens a achevé sa mission en 2017 : en plongeant dans l'atmosphère de Saturne.

Y a-t-il de la vie sur Saturne ?

Il semble improbable que la vie, telle que nous la connaissons, puisse exister dans l'environnement de Saturne. Les conditions (température, pression) sont tellement extrêmes que des organismes n'y survivraient pas.

Certaines lunes de Saturne, toutefois, sont prometteuses pour cette quête de la vie. Les océans internes d' Encelade et de Titan sont ainsi considérés par les scientifiques comme des lieux intéressants à explorer davantage, dans cette perspective.

Y a-t-il de l'eau sur Saturne ?

Saturne n'a pas de surface solide, mais on y trouve bien de l'eau. Des traces d'eau sous forme de vapeur existent dans son atmosphère. En outre, ses anneaux contiennent principalement de la glace d'eau.

Quelle est la température sur Saturne ?

À l'exception de Vénus, on peut retenir que dans le système solaire, plus une planète est éloignée du Soleil, plus il y fait froid. Sur Saturne, la température moyenne est estimée à -140° C (au niveau de son atmosphère, où la pression est égale à celle du niveau de la mer sur Terre).

Combien de temps dure un jour sur Saturne ?

Saturne n'est pas la planète qui tourne le plus vite sur elle-même dans le système solaire - elle est précédée par Jupiter dans ce classement. Néanmoins, elle est rapide aussi : le jour y dure à peine 10 heures et 40 minutes.

Combien de temps dure une année sur Saturne ?

La durée de l'année sur Saturne, soit le temps qu'il lui faut pour tourner une fois autour du Soleil, est de 10 759 jours terrestres. Soit à peu près 29 ans.

Pourquoi Saturne a-t-elle autant de lunes ?

Saturne ne tourne pas autour du Soleil en solitaire : ses nombreuses lunes lui tiennent compagnie. C'est tout simplement la planète du système solaire dont on connait le plus grand nombre de lunes. Saturne a 82 lunes, dont 53 confirmées. Pour les 29 autres, il faut encore valider leur découverte et les nommer officiellement. Les plus intéressantes pour les scientifiques sont sans aucun doute Titan (la plus grosse lune de Saturne) et Encelade (le sixième satellite naturel de Saturne, par sa taille). Étrangement, les lunes de Saturne se ressemblent peu.

L'origine des lunes de Saturne a certainement à voir avec la manière dont on pense que le système solaire s'est lui-même formé. Il est probable que de nombreux corps aient flotté autour de Saturne et des autres géantes gazeuses en formation, et aient été attirés par leur importante attraction gravitationnelle.

Pourquoi Saturne a-t-elle des anneaux ?

On pense que les anneaux de Saturne sont des restes de comètes, d' astéroïdes ou même de lunes. Ces corps auraient été comme " déchirés " sous l'effet de la puissante attraction gravitationnelle de la planète. Ce système d'anneau est vaste : il s'étend jusqu'à 282 000 kilomètres de la géante gazeuse. Les anneaux de Saturne tournent, mais pas à la même vitesse. Malheureusement, ces structures ne sont pas immortelles : les scientifiques estiment que les anneaux de Saturne auront disparu dans 300 millions d'années.

Tous les 15 ans, un phénomène étrange a lieu : les anneaux de Saturne semblent " disparaitre ". En réalité, c'est notre perception qui nous joue des tours. Cela est lié aux saisons sur la planète : régulièrement, on voit les anneaux de Saturne " par la tranche " - mais ils sont toujours là.

L'observation et l'exploration de Saturne

Voilà des siècles que l'humanité observe la belle Saturne. Plus récemment, elle s'est également mise à l'explorer d'un peu plus près.

Comment peut-on observer Saturne ?

Saturne est l'une des planètes du système solaire que nous avons la chance de pouvoir observer à l'œil nu, régulièrement, au long de l'année. Si vous possédez une lunette ou un télescope, vous pouvez bien sûr vous en servir pour mieux voir la planète.

Quand observer Saturne en 2022 ?

L'une des périodes les plus favorables à son observation est le moment de l'opposition (y compris les jours qui précèdent et suivent cette date) : Saturne est alors visible quasiment toute la nuit, car elle se lève quand le Soleil se couche, et inversement. Vous pouvez retrouver toutes les dates des oppositions de Saturne sur le site de l'Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides. En 2022, l'opposition de Saturne a eu lieu le 14 août. Cela se reproduira le 27 août 2023.

On peut aussi profiter des conjonctions de Saturne avec les autres planètes visibles à l'œil nu et/ou la Lune, pour la repérer plus facilement dans le ciel nocturne. Pour connaître les dates de ces événements, pensez à consulter nos calendriers mensuels des phénomènes astronomiques.

Quelles missions ont exploré Saturne ?

L'éloignement de Saturne et son environnement hostile rendent l'exploration de cette planète complexe. Toutefois, l'humanité a déjà réussi à l'approcher par l'intermédiaire de sondes, à plusieurs reprises. Tout a commencé en 1979, avec Pioneer 11. La prochaine grande étape de l'exploration saturnienne concerne Titan, l'une des lunes de la planète, qui sera étudiée de plus près par Dragonfly.

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Saturne : tout savoir sur planète aux splendides anneaux en 18 questions

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C'est la deuxième plus grande planète du système solaire. Avec ses anneaux glacés et rocheux, Saturne ne ressemble à aucune autre. Voici tout ce que vous devez savoir sur cette géante gazeuse. Encerclée de ses magnifiques anneaux, l'imposante Saturne ne passe pas inaperçue dans le ballet des planètes du système

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Saturne, cette mystérieuse géante gazeuse

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Uranus

Uranus vue par le télescope spatial James-Webb le .

Caractéristiques orbitales

Demi-grand axe

2 870 700 000 km
(19,189 au)

Aphélie

3 006 300 000 km
(20,096 au)

Périhélie

2 735 000 000 km
(18,282 3 au)

Circonférence orbitale

18 027 000 000 km
(120,502 au)

Période de révolution

30 698 d
(≈ 84.05 a)

Période synodique

369,597 23 d

Vitesse orbitale moyenne

6,796 732 km/s

Vitesse orbitale maximale

7,129 872 km/s

Vitesse orbitale minimale

6,486 432 km/s

Inclinaison sur l'écliptique

0,773 23 °

Nœud ascendant

74,026 75 °

Argument du périhélie

96,9 °

Satellites connus
28

Anneaux connus

13

Caractéristiques physiques

Rayon équatorial

25 559 ± 4 km
(4,007 23 Terres)

Rayon polaire

24 973 ± 20 km
(3,929 22 Terres)

Rayon moyen
volumétrique

25 362 ± 7 km
(3,981 Terres)

Périmètre équatorial

159 354,1 km
(3,980 9 Terres)

Superficie

8,083 1 × 10 ⁹ km²
(15,847 Terres)

Volume

6,833 44 × 10 ¹³ km³
(63,085 Terres)

Masse

8,681 0 × 10 ²⁵ kg
(14,536 Terres)

Masse volumique globale

1 270 kg/m³

Gravité de surface

8,87 m/s²
(0,904 g)

Vitesse de libération

21,3 km/s

Période de rotation
(jour sidéral)

−0,718 d
(17.23992 h ( rétrograde))

Vitesse de rotation
(à l'équateur)

9 320 km/h

Irradiance solaire

3,71 W/m²
(0,003 Terre)

Température d'équilibre
du corps noir

57 K (−216 °C)

* Température à 10 k Pa

53 K (−220 °C)

* Température à 100 k Pa

76 K (−197 °C)

Caractéristiques de l'atmosphère

Masse volumique
à 100 k Pa

0,42 kg/m³

Hauteur d'échelle

27,7 km

Masse molaire moyenne

2,64 g/ mol

Histoire

Découverte par

William Herschel

Découverte le

Uranus est la septième planète du Système solaire par ordre d'éloignement du Soleil. Elle orbite autour de celui-ci à une distance d'environ 19,2 unités astronomiques (2,87 milliards de kilomètres), avec une période de révolution de 84,05 années terrestres. Il s'agit de la quatrième planète la plus massive du Système solaire et de la troisième plus grande par la taille.

Elle est la première planète découverte à l' époque moderne avec un télescope et non connue depuis l' Antiquité. Bien qu'elle soit visible à l'œil nu, son caractère planétaire n'est alors pas identifié en raison de son très faible éclat et de son déplacement apparent dans le ciel très lent. William Herschel l'observe pour la première fois le et la confirmation qu'il s'agit d'une planète et non d'une comète est faite pendant les mois qui suivent.

Comme " Jupiter et Saturne, l' atmosphère d'Uranus est composée principalement d' hydrogène et d' hélium avec des traces d' hydrocarbures. Cependant, comme Neptune, elle contient une proportion plus élevée de " glaces " au sens physique, c'est-à-dire de substances volatiles telles que l' eau, l' ammoniac et le méthane, tandis que l'intérieur de la planète est principalement composé de glaces et de roches, d'où leur nom de géantes de glaces ". Par ailleurs, le méthane est le principal responsable de la teinte aigue-marine de la planète. Son atmosphère planétaire est la plus froide du Système solaire, avec une température minimale de () à la tropopause, et présente une structure nuageuse en couches.

À l'instar des autres planètes géantes, Uranus possède un système d'anneaux et de nombreux satellites naturels : on lui connaît 13 anneaux étroits et 27 lunes. Cas unique dans le Système solaire, son axe de rotation est pratiquement dans son plan de révolution autour du Soleil - donnant l'impression qu'elle " roule " sur son orbite, du moins à un certain moment de sa révolution - et ses pôles Nord et Sud se trouvent donc là où la plupart des autres planètes ont leur équateur. La planète est pourvue d'une magnétosphère en forme de tire-bouchon du fait de cette inclinaison de l'axe.

La distance de la planète à la Terre lui donnant une très faible taille apparente, son étude est difficile avec des télescopes situés sur la Terre. Uranus est visitée une unique fois lors de la mission , qui en réalise un survol le . Les images de la sonde spatiale montrent alors une planète presque sans relief à la lumière visible, sans les bandes de nuages ou les tempêtes associées aux autres planètes géantes. L'avènement du télescope spatial Hubble et des grands télescopes au sol à optique adaptative permet ensuite des observations détaillées supplémentaires révélant un changement saisonnier, une activité météorologique accrue et des vents de l'ordre de 250 m/s alors qu'Uranus s'approchait de son équinoxe en 2007.

Son nom vient d' Ouranos, divinité grecque du ciel ( Uranus dans la mythologie romaine), père de Cronos ( Saturne) et grand-père de Zeus ( Jupiter).

Premières observations

La constellation du Taureau dans l'Atlas Coelestis de John Flamsteed.

Contrairement aux autres planètes ayant des orbites plus proches du Soleil - Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne - Uranus n'est pas découverte dès l' Antiquité. Du fait de son éloignement du Soleil, elle est observée à de nombreuses occasions mais est considérée comme une simple étoile jusqu'au en raison de son très faible éclat - sa magnitude apparente étant à la limite de la visibilité à l' œil nu - et de son déplacement apparent très lent dans le ciel terrestre.

La première observation connue pourrait être celle d' Hipparque qui, en , aurait pu l'enregistrer comme une étoile fixe dans son catalogue d'étoiles. En effet, un astérisme cité dans l' de Claude Ptolémée, reprenant les travaux d'Hipparque, ne peut être résolu que par la présence d'Uranus à cette époque. Par ailleurs, Uranus en av. J.-C. était dans des conditions d'observation très favorables : proche de son périhélie avec une magnitude de 5,4 et à 33° du zénith,.

La plus ancienne mention prouvée date de 1690 lorsque John Flamsteed l'observe au moins six fois et la catalogue en tant qu'étoile sous le nom de ,. L'astronome français Pierre Charles Le Monnier observe Uranus au moins douze fois entre 1750 et 1769, dont quatre nuits consécutives. John Bevis a peut-être également observé Uranus en 1738, des indices concordant avec une observation mais sans preuve définitive.

Découverte de la planète

William Herschel, huile sur toile de Lemuel Francis Abbott (1785).

William Herschel est un musicien anglais pratiquant l' astronomie en amateur. N'ayant pas les moyens financiers d'acheter un télescope, il polit lui-même un miroir pour construire le sien. Il découvre la planète le lors d'une recherche systématique d'étoiles à l'aide de son télescope depuis le jardin de sa maison du 19 New King Street à Bath dans le Somerset en Angleterre (désormais le musée d'astronomie Herschel),.

Plus précisément, Herschel avait entrepris un catalogage d'étoiles selon leur magnitude,. À la frontière des constellations des Gémeaux et du Taureau, Herschel remarque au milieu des étoiles fixes une petite tache : il change alors successivement d' oculaire, augmentant progressivement le grossissement. Cela fait augmenter la taille de l'objet à chaque fois tandis que les étoiles autour, très éloignées, ne varient pas en taille et restent de simples points brillants. Ainsi, il ne peut pas s'agir d'une étoile et il écrit donc dans son journal le : " Dans le quartile près de ζ Tauri, (...) se trouve un objet curieux, soit une nébuleuse ou peut-être une comète " ,. Il note la position de l'astre puis, quelques jours après, reprend son observation : " J'ai observé la comète ou la nébuleuse et trouvé qu'il s'agissait d'une comète, car elle avait changé de place " ,.

Il décide alors de prévenir la communauté scientifique de sa découverte et envoie un courrier avec les détails de l'observation de la comète au directeur de l' observatoire d'Oxford, Thomas Hornsby. Il informe également l'Astronomer Royal Nevil Maskelyne de l' observatoire de Greenwich. Il reçoit une réponse déconcertée de sa part le : " Je ne sais pas comment l'appeler. Il est aussi probable que ce soit une planète régulière se déplaçant sur une orbite presque circulaire par rapport au Soleil qu'une comète se déplaçant dans une ellipse très excentrique. Je n'ai pas encore vu de chevelure ni de queue " ,,. Celui-ci ne pouvant trancher, il diffuse la nouvelle à d'autres scientifiques et conseille à Herschel d'écrire à la . Le , lorsque William Herschel présente sa découverte à la Royal Society, il continue d'affirmer qu'il a trouvé une comète, mais la compare aussi implicitement à une planète.

Confirmation de son existence

Réplique du télescope de sept pieds utilisé par Herschel pour découvrir Uranus (exposée au Musée d'astronomie Herschel, Bath).

Bien que Herschel continue par précaution à appeler ce nouvel objet une comète, d'autres astronomes commencent déjà à soupçonner sa véritable nature. L'astronome finno-suédois " une étoile en mouvement qui peut être considérée comme un objet semblable à une planète, inconnue jusqu'à présent, circulant au-delà de l'orbite de Anders Lexell, travaillant en Russie, est le premier à calculer l'orbite du nouvel objet en appliquant le modèle d'une planète,. Son orbite presque circulaire correspondant au modèle appliqué l'amène à conclure qu'il s'agit d'une planète plutôt que d'une comète car il estime sa distance à dix-huit fois la distance Terre-Soleil et qu'aucune comète ayant un périhélie supérieur à quatre fois la distance Terre-Soleil n'a alors jamais été observée. L'astronome berlinois Johann Elert Bode décrit la découverte d'Herschel comme Saturne " ,. Bode conclut également que son orbite quasi circulaire ressemble plus à celle d'une planète que d'une comète. L'astronome français Charles Messier remarque aussi qu'avec son aspect de disque, elle ressemble plus à Jupiter qu'aux dix-huit autres comètes qu'il avait observées auparavant.

L'objet est ainsi rapidement unanimement accepté en tant que planète. En 1783, Herschel lui-même le reconnaît auprès du président de la , Joseph Banks : " D'après l'observation des astronomes les plus éminents d'Europe, il semble que la nouvelle étoile, que j'ai eu l'honneur de leur signaler en mars 1781, est une planète primaire de notre Système solaire " ,. Le roi d'Angleterre George III récompense Herschel de sa découverte en lui attribuant une rente annuelle de 200 £ ( soit 24 000 £ en 2024), à condition qu'il s'installe à Windsor afin que la famille royale puisse regarder à travers ses télescopes. Cette pension permet à Herschel d'arrêter son travail de musicien et de se consacrer pleinement à sa passion pour l' astronomie,. Il a ensuite un fils, John Herschel (lui aussi astronome), devient directeur de la Royal Astronomical Society en 1820 puis meurt en 1822 à près de 84 ans - ce qui correspond à la période de révolution d'Uranus, coïncidence notée par Ellis D. Miner.

En conséquence, cette découverte permet d'élargir les limites connues du Système solaire pour la première fois de l'Histoire - là où Saturne marquait auparavant la limite - et fait d'Uranus la première planète classée comme telle à l'aide d'un télescope.

Appellation

Le nom d'Uranus fait référence à la divinité grecque du ciel Ouranos ( grec ancien : , Uranus en mythologie romaine), le père de Cronos ( Saturne) et grand-père de Zeus ( Jupiter),. La forme adjectivale d'Uranus est " uranien " mais l'adjectif " ouranien " est aussi parfois utilisé comme dans astéroïde ouranocroiseur.

Le consensus sur son nom n'est atteint que près de 70 ans après la découverte de la planète. Au cours des discussions originales qui suivent la découverte, " le nom de Nevil Maskelyne propose à Herschel de nommer la planète, ce droit lui revenant en tant que découvreur,. En réponse à la demande de Maskelyne, Herschel décide de nommer l'objet Georgium Sidus (" l'étoile de George " ou la " planète géorgienne "), en l'honneur de son nouveau mécène, le roi George III,. Il explique cette décision dans une lettre à Joseph Banks en déclarant que dans l' Antiquité, les planètes étaient nommées d'après les noms des divinités principales et que dans l'ère actuelle, il ne serait guère admissible selon lui d'avoir recours à la même méthode pour nommer ce nouveau corps céleste. Aussi, l'important pour le désigner est de savoir quand il a été découvert : ,Georgium Sidus se présente à moi comme une appellation permettant de fournir l'information du pays et de l'époque où et quand la découverte a été faite " ,.

Cependant, le nom proposé par Herschel n'est pas populaire en dehors de la Grande-Bretagne et des alternatives sont rapidement proposées. L'astronome français Jérôme Lalande suggère par exemple que la planète soit nommée Herschel en l'honneur de son découvreur. L'astronome suédois Erik Prosperin propose le nom de Neptune, ce qui est alors soutenu par d'autres astronomes car cela permettrait également de commémorer les victoires de la flotte de la Royal Navy au cours de la guerre d'indépendance États-Unis ; des propositions similaires telles que Neptune George III ou Neptune Great-Britain sont également avancées.

Dès 1781, Johann Bode propose Uranus, la version latinisée du dieu grec du ciel, Ouranos,,. Bode fait valoir que le nom devrait suivre la mythologie afin de ne pas se démarquer de ceux des autres planètes, et qu'Uranus est un nom approprié en tant que père de la première génération des Titans. Il note aussi l'élégance du nom en ce que, tout comme Saturne était le père de Jupiter, la nouvelle planète devrait être nommée d'après le père de Saturne. En 1789, Martin Klaproth, compatriote et plus tard collègue de Bode à l' Académie royale des sciences de Suède, nomme l' élément chimique qu'il vient de découvrir uranium pour appuyer ce choix de nom,. Finalement, la suggestion de Bode devient la plus largement utilisée et est reconnue universelle en 1850 lorsque le HM Nautical Almanac Office, dernier à toujours utiliser Georgium Sidus, délaisse le nom proposé par Herschel pour Uranus.

Uranus possède une variété de traductions dans d'autres langues. Par exemple, en chinois, japonais, coréen et vietnamien, son nom est littéralement traduit par " étoile du roi du ciel " (天王星 ),,,. En hawaïen, son nom est Heleʻekala, un emprunt pour le découvreur Herschel,.

Après la découverte

Astronomie

Dessin du Système solaire par Percival Lowell en 1903.

Au et , il est très difficile d'observer correctement la surface d'Uranus à cause de sa distance avec la Terre. En 1937, les scientifiques fixent par spectroscopie et photométrie à 10 heures la rotation de la planète, qui était alors déjà vue comme rétrograde.

En 1948, Gerard Kuiper découvre Miranda, le plus petit et le dernier des cinq grands satellites sphériques - dits majeurs - d'Uranus, à l' observatoire McDonald,.

Le , les anneaux d'Uranus sont découverts, par hasard, par les astronomes James L. Elliot, Edward W. Dunham et Douglas J. Mink, embarqués à bord de l' observatoire aéroporté Kuiper. Les astronomes souhaitent utiliser l' occultation de l'étoile par Uranus pour étudier l'atmosphère de la planète. Or l'analyse de leurs observations met en évidence que l'étoile a été brièvement masquée à cinq reprises, avant et après l'occultation par Uranus ; les trois astronomes concluent à la présence d'un système d' anneaux planétaires étroits,. Dans leurs articles, ils désignent les cinq occultations observées par les cinq premières lettres de l' alphabet grec : α, β, γ, δ et ε ; ces désignations sont ensuite réutilisées pour nommer les anneaux. Peu de temps après, Elliot, Dunham et Mink découvrent quatre autres anneaux : l'un d'eux est situé entre les anneaux β et γ et les trois autres à l'intérieur de l'anneau α. Le premier est nommé η et les autres 4, 5 et 6, selon le système de numérotation des occultations adopté lors de la rédaction d'un autre article. Le système d'anneaux d'Uranus est le second découvert dans le Système solaire, après celui de Saturne connu depuis le .

Astrologie

Le monde " l'articulation des astrologique a eu besoin d'un certain temps pour intégrer Uranus dans son symbolisme (et encore, selon l' astrologie traditionnelle, seuls les sept premiers astres visibles à l'œil nu sont importants). Ainsi la formulation prototypique des significations astrologiques de l'astre date de 33 ans après sa découverte : dans The Urania en 1814, par J. Corfield. Effectivement, comme le rappelle le spécialiste de l'histoire de l'astrologie Jacques Halbronn, cette découverte inattendue a fait voler en éclats les dignités planétaires héritées de Claude Ptolémée. Le système des maîtrises des planètes sur les signes est central en astrologie. En effet, à la suite de Jean-Baptiste Morin de Villefranche, les astrologues basent leur système d'interprétation sur maisons astrologiques par le truchement des maîtrises ". Ptolémée avait attribué deux maîtrises pour Mercure, Vénus, Mars, Jupiter, Saturne, et une seule maîtrise pour la Lune et le Soleil, soit douze maîtrises de signes astrologiques au total, autant que les signes. Cela correspondait à un nombre traditionnel de sept (d'où le nom de Septénaire astrologique) astres visibles à l'œil nu, en incluant les deux luminaires Soleil et Lune. Avec la découverte d'Uranus, tout ce savant dispositif s'écroulait : qu'Uranus se voie attribuer deux maîtrises ou une seule, il y aurait doublon(s). Certains ont affirmé qu'étant invisible, Uranus n'avait pas de trône, soit une exception de taille à la théorie.

Caractéristiques physiques

Masse et diamètre

Comparaison de taille entre la Terre et Uranus.

Avec une masse de 8,681 × 10 ²⁵ kg,, Uranus est un corps intermédiaire entre la Terre et les géantes gazeuses de grande taille comme Jupiter ou Saturne. En effet, la masse uranienne vaut 14,5 fois la masse terrestre mais de la masse jovienne,,.

Par convention, la forme de la planète est définie par un modèle d'100 000 ellipsoïde de révolution où la " surface " est définie comme l'endroit où la pression atmosphérique est égale à ( Pa) et est utilisée comme point de référence pour les altitudes,. Son rayon équatorial est de 25 559 km et son rayon polaire de 24 973 km, ce dernier étant plus faible du fait de l' aplatissement causé par la rotation de la planète. Sa gravité à 1 bar est de 8,87 m/s ², soit 90 % de la gravité de surface sur Terre,.

Comme Uranus est légèrement moins massive que Neptune (cette dernière possédant une masse de ), elle est légèrement plus grande en raison de la compression gravitationnelle (49 528 km de diamètre pour Neptune contre 51 118 km pour Uranus), avec un rayon d'à peu près quatre fois le rayon terrestre,.

Par ailleurs, Neptune et Uranus sont souvent considérées comme une sous-classe des " planètes géantes, appelées géantes de glaces ", en raison de leur taille plus petite et de leur plus forte concentration de substances volatiles par rapport à Jupiter et Saturne. Dans le cadre de la recherche d' exoplanètes, Uranus est parfois utilisée comme métonymie pour décrire les corps découverts ayant une masse similaire ; l'appellation " Neptunes " reste cependant plus courante, par exemple les Neptunes chaudes ou froides,.

Structure interne

La masse volumique d'Uranus, 1,27 , en fait la deuxième planète la moins dense, après Saturne,. Cette valeur indique qu'elle est composée principalement de diverses glaces, telles que l' eau, l' ammoniac et le méthane, de façon similaire à Neptune,. La masse totale de glace à l'intérieur d'Uranus n'est pas connue avec précision, car les valeurs diffèrent selon le modèle choisi. Cependant, cette valeur doit être comprise entre 9,3 et 13,5 masses terrestres,. L' hydrogène et l' hélium ne constituent quant à eux qu'une petite partie du total, avec entre 0,5 et 1,5 masse terrestre, en proportions identiques à celles trouvées au sein du Soleil,,. Le reste de la masse non glacée (0,5 à 3,7 masses terrestres) est représenté par des matériaux rocheux.

Le modèle standard de la structure d'Uranus se décompose en trois couches : un noyau rocheux ( silicate, fer et nickel) au centre, un manteau glacé au milieu puis une enveloppe externe d'hydrogène et d'hélium gazeux,. Le noyau est relativement petit, avec une masse de seulement 0,55 masse terrestre et un rayon inférieur à 20 % de la planète, soit environ la taille de la Terre. Le manteau comprend l'essentiel de sa masse pour 60 % du rayon, et la haute atmosphère les 20 % restants pour 0,5 masse terrestre,. Avec une masse volumique du noyau d'Uranus d'environ 4,42 g/cm ³, la pression au centre serait d'environ 5,8 Mbar (580 GPa) - un peu moins du double que celle au centre de la Terre - et la température de l'ordre de grandeur de 5 000 K (4 727 °C),.

Comme il est d'usage en planétologie, le manteau est qualifié de glacé même s'il s'agit d'un fluide chaud et dense composé d'eau, d'ammoniac et d'autres substances volatiles,. Ce fluide, à haute conductivité électrique, est parfois appelé " océan eau-ammoniac ". En 1981, des études théoriques et des expériences réalisées par compression laser conduisent Marvin Ross, du laboratoire national Lawrence Livermore, à proposer que cette couche soit totalement ionisée, et que le méthane y soit pyrolysé en carbone sous forme de métal ou de diamant. Le méthane se décompose en carbone et en hydrocarbures du fait des très fortes pressions et températures y régnant,. Ensuite, la précipitation du carbone libère de l'énergie - énergie potentielle gravitationnelle convertie en chaleur - entraînant des courants de convection qui libèrent les hydrocarbures dans l'atmosphère. Ce modèle expliquerait la présence d'hydrocarbures divers dans l'atmosphère d'Uranus,.

En 2017, de nouvelles expériences simulant les conditions présumées régner vers 10 000 km sous la surface d'Uranus et de Neptune viennent conforter ce modèle en produisant des diamants de taille nanométrique. Ces conditions de hautes température et pression ne peuvent pas être maintenues plus d'une nanoseconde sur Terre mais, dans les atmosphère de Neptune ou d'Uranus, les nano-diamants auraient le temps de croître pour donner des pluies de diamants,,. Il est également supposé que ce type de pluies de diamants se produise sur Jupiter et Saturne. Aussi, le sommet du manteau pourrait être un océan de carbone liquide où les " diamants " solides flotteraient,,. Certaines études appuient l'hypothèse selon laquelle le manteau serait constitué d'une couche d'eau ionique dans laquelle les molécules d'eau se décomposeraient en ions hydrogène et oxygène, et plus profondément en eau superionique, dans laquelle l'oxygène cristallise mais les ions hydrogène flottent librement dans le réseau d'oxygène. Cependant d'autres études tendent à établir que la présence de carbone (sous forme de méthane), ne permettrait pas la formation d'eau superionique (et plus précisément de cristaux d'oxygène).

Bien que le modèle considéré ci-dessus soit raisonnablement standard, il n'est pas unique et d'autres modèles sont également envisagés. Par exemple, il se pourrait qu'il y ait des quantités substantielles d'hydrogène et de roches mélangées dans le manteau de glace, faisant que la masse totale de glaces supposée soit supérieure à la réalité. Les données actuellement disponibles, provenant quasiment uniquement du survol de , ne permettent pas d'avoir de certitude en la matière.

Chaleur interne

La chaleur interne d'Uranus semble nettement inférieure à celle des autres planètes géantes, y compris Neptune qui a pourtant une masse et une composition similaire. En effet, si Neptune irradie 2,61 fois plus d'énergie dans l'espace qu'elle n'en reçoit du Soleil, Uranus ne rayonne pratiquement pas de chaleur en excès : la puissance totale rayonnée par Uranus dans la partie infrarouge lointain du spectre est de 1,06 ± 0,08 fois l'énergie solaire absorbée dans son atmosphère,,. Cette différence de chaleur interne entre les deux planètes glacées explique la plus forte activité climatique et les vents plus rapides présents sur Neptune. En fait, le flux de chaleur d'Uranus est seulement de 0,042 ± 0,047 W/m², ce qui est plus bas que le flux de chaleur interne de la Terre qui est d'environ 0,075 . La température la plus basse enregistrée dans la tropopause d'Uranus est de 49 K (−224 °C), faisant d'Uranus la planète la plus froide du Système solaire,.

L'une des hypothèses pour expliquer cet écart avec Neptune est qu'Uranus aurait été frappée par un impacteur ; en conséquence, elle aurait expulsé la majeure partie de sa chaleur primordiale et se serait finalement retrouvée avec une température centrale plus faible. Cette hypothèse d'impact est également celle utilisée dans certaines tentatives d'explication de l'inclinaison axiale particulière de la planète,. Une autre hypothèse est qu'il existe une forme de barrière dans les couches supérieures d'Uranus qui empêcherait la chaleur du noyau d'atteindre la surface. Par exemple, la convection peut avoir lieu dans un ensemble de couches de composition différente, ce qui pourrait inhiber la conduction thermique verticale ou faire apparaître une convection diffusive double qui pourrait être un facteur limitant.

Il est cependant difficile d'expliquer simultanément le manque de chaleur interne d'Uranus tout en observant sa similitude apparente avec Neptune. Il est aussi possible que les activités atmosphériques sur les deux géantes glacées soient plus dépendantes de l' irradiation solaire que de la quantité de chaleur s'échappant de leur intérieur.

Atmosphère

Atmosphère d'Uranus prise par le programme Outer Planet Atmosphere Legacy (OPAL).

Bien qu'il n'y ait pas de surface solide définie à l'intérieur d'Uranus, la partie la plus externe de l'enveloppe gazeuse d'Uranus est appelée son atmosphère. L'atmosphère uranienne peut être divisée en trois couches : la troposphère, entre -300 et 50 km avec des pressions allant de 100 à 0,1 bar, puis la stratosphère, de 50 à 4 000 km et des pressions allant de 0.1 à 10 −10 bar, puis la thermosphère, s'étendant de 4 000 km jusqu'à 50 000 km de la surface - soit près de deux rayons planétaires depuis la surface à 1 bar.

Composition

L' atmosphère d'Uranus, comme celle de Neptune, est différente de celles trouvées sur les deux géantes gazeuses, Jupiter et Saturne. Bien que principalement composée comme elles d' hydrogène et d' hélium, elle possède en effet une plus grande proportion de substances volatiles telles que l' eau, l' ammoniac et le méthane,. Par ailleurs, ce dernier ayant des bandes d'absorption proéminentes dans le visible et le proche infrarouge (IR), il est la cause de la couleur aigue-marine ou cyan de la planète. Des traces de divers hydrocarbures se trouvent dans la stratosphère d'Uranus, qui pourraient être produits à partir du méthane par photolyse induite par le rayonnement solaire ultraviolet. Parmi eux, et hormis le méthane, on trouve notamment l' éthane, l' acétylène, le méthylacétylène et le diacétylène. La spectroscopie révèle aussi des traces de vapeur d'eau, de monoxyde de carbone et de dioxyde de carbone dans la haute atmosphère, qui ne peuvent provenir que de sources externes telles que des comètes,,.

Troposphère

La troposphère est la partie la plus basse et la plus dense de l'atmosphère, se caractérisant par une diminution de la température avec l'altitude. La température tombe d'environ () à −300 km (base de la troposphère) à 53 K (−220 °C) à 50 km,. Les températures dans la région supérieure la plus froide de la troposphère (la tropopause) varient de 49 à 57 K en fonction de la latitude planétaire,. La région de la tropopause est responsable de la grande majorité des émissions infrarouges lointaines thermiques d'Uranus, permettant ainsi de déterminer sa température effective de 59,1 K (−214 °C),.

La troposphère est une partie dynamique de l'atmosphère, présentant des vents forts, des nuages brillants et des changements saisonniers.

Stratosphère

Aurores boréales sur Uranus prises par le spectrographe d'Hubble.

La couche intermédiaire de l'atmosphère uranienne est la stratosphère, où la température augmente généralement avec l'altitude à partir de 53 K à la tropopause jusqu'à entre 800 et 850 K (527 et 577 °C) à la base de la thermosphère. Le réchauffement de la stratosphère est causé par l'absorption des rayons UV et IR solaires par le méthane et d'autres hydrocarbures. La chaleur est également conduite à partir de la thermosphère chaude. Les hydrocarbures occupent une couche relativement étroite à des altitudes comprises entre 100 et 300 km correspondant à une plage de pression de 1000 à 10 Pa et à des températures comprises entre 75 et 170 K (-198 et −103 °C),. L'éthane et l'acétylène ont tendance à se condenser dans la partie inférieure la plus froide de la stratosphère et à la tropopause (en dessous de 10 mbar) en formant des couches de brume, qui peuvent être en partie responsables de l'apparence terne d'Uranus. La concentration d'hydrocarbures dans la stratosphère uranienne au-dessus de la brume est nettement inférieure à celle des stratosphères des autres planètes géantes,.

Thermosphère

La couche la plus externe de l'atmosphère uranienne est la thermosphère, qui a une température uniforme d'environ 800 et 850 K (527 et 577 °C),. Les sources de chaleur nécessaires pour maintenir un niveau aussi élevé ne sont pas totalement expliquées, car ni le rayonnement ultraviolet solaire et ni l'activité aurorale ne peuvent fournir l'énergie nécessaire pour atteindre ces températures - cette activité étant bien plus faible que celles de Jupiter ou de Saturne. La faible efficacité de refroidissement due au manque d'hydrocarbures dans la stratosphère au-dessus de 0,1 mbar pourrait cependant contribuer,.

En plus de l'hydrogène moléculaire, la thermosphère contient de nombreux atomes d' hydrogène libres. Leurs faibles masses et leurs températures élevées créent une couronne s'étendant jusqu'à 50 000 km, soit deux rayons uraniens à partir de sa surface. Cette couronne étendue est une caractéristique unique d'Uranus,. Ses effets induisent une traînée sur les petites particules en orbite autour d'Uranus, provoquant un épuisement général de poussière des anneaux d'Uranus. La thermosphère d'Uranus avec la partie supérieure de la stratosphère correspondent à sa ionosphère, s'étendant de 2 000 à 10 000 km. La ionosphère d'Uranus est plus dense que celle de Saturne ou de Neptune, ce qui peut être une conséquence de la faible concentration d'hydrocarbures dans la stratosphère,. La ionosphère est principalement entretenue par le rayonnement solaire UV et sa densité dépend de l' activité solaire.

Aux longueurs d'onde ultraviolettes et visibles, l'atmosphère d'Uranus apparaît terne par rapport aux autres planètes géantes. Lorsque Voyager 2 survole Uranus en 1986, la sonde observe un faible total de dix caractéristiques nuages sur toute la planète,. Une explication proposée pour cette pénurie de caractéristiques est que la chaleur interne d'Uranus est nettement inférieure à celle des autres planètes géantes, dont Neptune qui lui ressemble pourtant par ailleurs. La température la plus basse enregistrée à la tropopause d'Uranus est de 49 K (−224 °C), faisant d'Uranus la planète la plus froide du Système solaire,.

Structure en bandes

L'hémisphère sud d'Uranus dans une couleur naturelle approximative (à gauche) et dans des longueurs d'onde plus courtes (à droite), montrant ses faibles bandes de nuages et sa calotte atmosphérique (Voyager 2).

En 1986, Voyager 2 découvre que l'hémisphère sud visible d'Uranus peut être subdivisé en deux régions : une calotte polaire brillante et des bandes équatoriales sombres. Leur frontière est située à environ une latitude d'environ -45°. Une bande étroite chevauchant la plage latitudinale de -45 à -50° est la caractéristique la plus brillante sur sa surface visible : elle est appelée le " collier " ( collar) du sud,. Il est supposé que la calotte et le collier sont des régions denses de nuages de méthane situés dans la plage de pression de 1,3 à 2 bar. Outre la structure en bandes à grande échelle, Voyager 2 observe dix petits nuages brillants, la plupart se trouvant à plusieurs degrés au nord du collier. À tous autres égards, Uranus ressemble à une planète dynamiquement morte lors de ce survol.

Aussi, Voyager 2 arrive au plus fort de l'été sud d'Uranus et ne peut donc pas observer l'hémisphère nord. Au début du , lorsque la région polaire nord apparaît, le télescope spatial Hubble et le télescope Keck n'observent initialement ni collier ni calotte polaire dans l'hémisphère nord : Uranus semblait donc asymétrique, lumineuse près du pôle sud et uniformément sombre dans la région au nord du collier sud. Cependant, en 2007, quand Uranus atteint son équinoxe, le collier sud avait presque disparu et un léger collier nord avait quant à lui émergé vers 45° de latitude.

Dans les années 1990, le nombre de caractéristiques de nuages brillants observés augmente considérablement, en partie grâce à de nouvelles techniques d'imagerie haute résolution. La plupart sont trouvés dans l'hémisphère nord alors qu'il commençait à devenir visible. Il existe des différences entre les nuages de chaque hémisphère : les nuages du nord sont plus petits, plus nets et plus brillants. Aussi, ils semblent se trouver à une altitude plus élevée.

La première tache sombre observée sur Uranus (2006).

La durée de vie des nuages s'étend sur plusieurs ordres de grandeur ; si certains petits nuages vivent pendant quelques heures, au moins un nuage au sud semblait avoir persisté depuis le survol du Voyager 2 vingt ans après,. Des observations plus récentes laissent également à penser que les nuages sur Uranus seraient semblables en certains points à ceux de Neptune. Par exemple, les taches sombres communes sur Neptune n'avaient jamais été observées sur Uranus avant 2006, lorsque la première de ce type - appelée Uranus Dark Spot - est prise en image,. Il est spéculé qu'Uranus deviendrait plus semblable à Neptune lorsque proche de ses équinoxes.

Le suivi des caractéristiques nuageuses permet de déterminer des vents zonaux soufflant dans la haute troposphère d'Uranus. À l'équateur, les vents sont rétrogrades, ce qui signifie qu'ils soufflent dans le sens inverse de la rotation planétaire. Leurs vitesses vont de -360 à −180 km/h,. La vitesse du vent augmente avec la distance de l'équateur, atteignant des valeurs nulles près de ± 20° de latitude, là où se situe la température minimale de la troposphère,. Plus près des pôles, les vents se déplacent dans une direction prograde. La vitesse du vent continue d'augmenter pour atteindre des maxima à 238 m/s (856 km/h) vers ± 60° de latitude avant de tomber à zéro aux pôles,,.

Variations saisonnières

Uranus en 2005 : des anneaux, un collier sud et un nuage brillant dans l'hémisphère nord sont visibles.

Pendant une courte période de mars à , de gros nuages apparaissent dans l'atmosphère uranienne, lui donnant une apparence similaire à celle de Neptune" ,. Les observations comprenaient des vitesses de vent de 229 m/s (824 km/h) et un orage persistant surnommé ,. feu d'artifice du 4 juillet ". En 2006, la première tache sombre est observée. La raison pour laquelle cette soudaine recrudescence d'activité s'est produite n'est pas entièrement connue, mais il semble que l'inclinaison axiale d'Uranus entraîne des variations saisonnières extrêmes de son climat

Il est difficile de déterminer la nature de cette variation saisonnière car des données précises sur l'atmosphère d'Uranus existent depuis moins de 84 ans, soit une année uranienne complète. La photométrie au cours d'une demi-année uranienne (à partir des années 1950) montre une variation régulière de la luminosité dans deux bandes spectrales, les maxima se produisant aux solstices et les minima aux équinoxes. Une variation périodique similaire, avec des maxima aux solstices, est notée dans les mesures par micro-ondes de la troposphère profonde commencées dans les années 1960. Les mesures de la température stratosphérique à partir des années 1970 montrent aussi des valeurs maximales proches du solstice de 1986. Il est supposé que la majorité de cette variabilité se produit en raison de changements dans la géométrie de visualisation.

Il existe quelques indications des changements saisonniers physiques se produisant sur Uranus. En effet, si elle connue pour avoir une région polaire sud brillante et un pôle nord mat, ce qui serait incompatible avec le modèle du changement saisonnier décrit ci-dessus, la planète avait pourtant affiché des niveaux de luminosité élevés lors de son précédent solstice de l'hémisphère nord vers 1946. Le pôle nord n'aurait ainsi pas toujours été aussi sombre et le pôle visible pourrait ainsi s'éclaircir quelque temps avant le solstice et s'assombrir après l'équinoxe. Une analyse détaillée des données visibles et micro-ondes révèle que les changements périodiques de luminosité ne sont pas complètement symétriques autour des solstices, ce qui indique également un changement dans les modèles d' albédo méridien. Dans les années 1990, alors qu'Uranus s'éloigne de son solstice, Hubble et les télescopes au sol révèlent que la calotte polaire sud s'assombrit sensiblement (sauf le collier sud, qui reste brillant), puis l'hémisphère nord commence au début des années 2000 à connaître une activité croissante, comme des formations nuageuses et des vents plus forts allant jusqu'à 238 m/s, renforçant les attentes selon lesquelles cet hémisphère devrait bientôt s'éclaircir,,. Cela s'est effectivement produit en 2007 lorsque la planète passe son équinoxe : un léger collier polaire nord s'est levé et le collier sud est devenu presque invisible, bien que le profil de vent zonal soit resté légèrement asymétrique, les vents du nord étant un peu plus lents que ceux du sud.

Magnétosphère

Avant le survol de , aucune mesure de la magnétosphère uranienne n'avait été réalisée et sa nature était donc inconnue. Avant 1986, les astronomes supposent que le champ magnétique d'Uranus est aligné avec le vent solaire, puisqu'il serait alors aligné avec les pôles, qui sont sur le plan de l' écliptique.

Cependant, les observations de Voyager 2 révèlent que le champ magnétique d'Uranus est particulier, d'une part parce qu'il n'a pas pour origine le centre géométrique de la planète mais est décalé de près de 8 000 km de celui-ci (un tiers du rayon planétaire), et d'autre part parce qu'il penche de 59° par rapport à l'axe de rotation,. Cette géométrie inhabituelle a pour conséquence d'induire une magnétosphère fortement asymétrique, la force du champ magnétique à la surface du pôle sud pouvant être aussi basse que 0,1 (10 ), alors qu'au pôle nord elle peut atteindre 1,1 gauss (110 µT). Le champ magnétique moyen en surface est de 0,23 gauss (23 µT).

En 2017, des études sur les données de Voyager 2 suggèrent que cette asymétrie amène la magnétosphère d'Uranus à réaliser une reconnexion magnétique avec le vent solaire une fois par jour uranien, ouvrant la planète aux particules du Soleil. En comparaison, le champ magnétique terrestre est à peu près aussi fort à l'un ou l'autre des pôles, et son " équateur magnétique " est à peu près parallèle à son équateur géographique. Le moment magnétique bipolaire d'Uranus vaut environ 50 fois celui de la Terre.

Neptune possède également un champ magnétique penché et déséquilibré de la même manière, ce qui suggère que cela pourrait être une caractéristique commune des géantes de glaces. Une hypothèse est que, contrairement aux champs magnétiques des planètes telluriques et géantes gazeuses, qui sont générés dans leurs noyaux, les champs magnétiques des géantes de glace seraient générés par des mouvements de conducteurs à des profondeurs relativement faibles, par exemple, dans l'océan eau-ammoniac,. Une autre explication possible de l'alignement particulier de la magnétosphère est que des océans de diamant liquide à l'intérieur d'Uranus auraient une incidence sur le champ magnétique.

Une aurore boréale d'Uranus face à ses anneaux (Hubble, 2012).

Malgré son étrange alignement, la magnétosphère uranienne est, par bien des aspects, semblable à celle des autres planètes : elle possède un arc de choc à environ 23 rayons planétaires devant elle, une magnétopause à 18 rayons uraniens, une magnétoqueue bien développée et des ceintures de radiation,. Dans l'ensemble, la structure de la magnétosphère d'Uranus est similaire à celle de Saturne. La queue de la magnétosphère d'Uranus est par ailleurs tordue à cause de sa rotation latérale en une forme de long tire-bouchon s'étendant sur des millions de kilomètres derrière elle,.

La magnétosphère d'Uranus contient des particules chargées, avec principalement des protons et des électrons et une petite quantité d' ions mais aucun ion plus lourd n'a été détecté,. Beaucoup de ces particules proviendraient de la thermosphère. La population de particules est fortement affectée par les lunes uraniennes qui balaient la magnétosphère, laissant des lacunes importantes. Le flux de ces particules est suffisamment élevé pour provoquer une érosion spatiale de leurs surfaces sur une échelle de temps astronomiquement rapide de 100 000 ans. Cela pourrait être la cause de la coloration uniformément sombre des satellites et des anneaux d'Uranus.

Uranus présente des aurores polaires relativement développées, qui apparaissent comme des arcs lumineux autour des deux pôles magnétiques,. Contrairement à Jupiter, les aurores d'Uranus semblent être insignifiantes pour le bilan énergétique de la thermosphère planétaire.

En , les astronomes de la NASA signalent la détection d'une grande bulle magnétique atmosphérique, également connue sous le nom de plasmoïde. Elle aurait été libérée dans l' espace par la planète Uranus lors du survol de la planète en 1986, cette découverte ayant été faite après avoir réévalué d'anciennes données enregistrées par la sonde spatiale ,.

Caractéristiques orbitales

La période de révolution d'Uranus autour du Soleil est d'environ 84 années terrestres (30 685 jours terrestres), la seconde plus grande des planètes du Système solaire après Neptune,. L'intensité du flux solaire sur Uranus est d'environ de celui reçu par la Terre.

Le demi- grand axe d'Uranus est de 19,218 unités astronomiques, soit environ 2 871 millions de kilomètres. Son excentricité orbitale de 0,046 381 implique que la différence entre sa distance au Soleil à l' aphélie et au périhélie est de 1,8 ua - la plus grande de toutes les planètes du Système solaire.

Calcul de son orbite

En 1821, Alexis Bouvard publie des tables astronomiques de l'orbite d'Uranus. Cependant, avec le temps, des divergences commencent à apparaître entre les orbites prévues et observées et l'astronome français, notant ces perturbations gravitationnelles inexpliquées, conjecture qu'une huitième planète, plus lointaine, pourrait en être la cause. Les astronomes britannique John Couch Adams en 1843 et français Urbain Le Verrier en 1846 calculent indépendamment la position prévue de cette hypothétique planète. Grâce aux calculs de ce dernier, elle est finalement observée pour la première fois le par l'astronome prussien Johann Gottfried Galle, à un degré de la position prédite,.

La période de rotation des couches intérieures d'Uranus est de 17 heures et 14 minutes,. Cependant, comme toutes les planètes géantes, la haute atmosphère d'Uranus connaît des vents très violents dans la direction de rotation. Le vent à la surface d'Uranus peut atteindre des vitesses de l'ordre de 700 ou 800 km/h vers +60° de latitude et, par conséquent, des parties visibles de son atmosphère se déplacent beaucoup plus vite et effectuent une rotation complète en environ 14 heures.

Son rayon équatorial est de 25 559 km et son rayon polaire de 24 973 km, ce dernier étant plus faible du fait de l' aplatissement causé par la rotation de la planète.

Inclinaison de l'axe

À la différence de toutes les autres planètes du Système solaire, Uranus présente une très forte inclinaison de son axe par rapport à la normale - perpendiculaire - de l' écliptique. Ainsi, avec une inclinaison axiale de 97,77° - par comparaison l'inclinaison de l'axe terrestre est d'environ 23° - cet axe est quasiment parallèle au plan orbital,. La planète " roule " pour ainsi dire sur son orbite et présente alternativement au Soleil son pôle nord, puis son pôle sud.

Cela crée des changements saisonniers complètement différents de ceux des autres planètes. Près du solstice, un pôle fait face au Soleil en continu et l'autre est tourné vers l'extérieur. Chaque pôle obtient donc environ 42 années d'ensoleillement continu suivies d'autant d'années d'obscurité,. Seule une bande étroite autour de l'équateur connaît un cycle jour-nuit rapide, mais avec le soleil très bas à l'horizon. De l'autre côté de l'orbite d'Uranus, l'orientation des pôles vers le Soleil est inversée. Un résultat de cette orientation d'axe est que, en moyenne sur une année uranienne, les régions polaires d'Uranus reçoivent plus d' énergie solaire que ses régions équatoriales,. Néanmoins, Uranus est plus chaude à son équateur qu'à ses pôles ; le mécanisme en cause de ce résultat contre-intuitif est inconnu mais pourrait être dû à un processus de distribution de la chaleur par le climat,.

Près de l' équinoxe, le Soleil fait face à l'équateur d'Uranus, lui donnant pendant un temps une période de cycles jour-nuit proche de ceux observés sur la plupart des autres planètes. Uranus atteint son équinoxe le plus récent le ,.

Plusieurs hypothèses peuvent expliquer cette configuration particulière de l'axe de rotation de la planète. L'une d'elles décrit la présence d'un satellite ayant provoqué graduellement le basculement d'Uranus par un phénomène de résonance avant d'être éjecté de son orbite,. Une autre thèse avance le fait que le basculement serait dû à au moins deux impacts avec des impacteurs qui se seraient produits avant que les satellites d'Uranus ne se soient formés,. À l'appui de cette thèse, en , plus de cinquante simulations d'impact effectuées avec des super calculateurs concluent à une collision majeure entre une jeune protoplanète et Uranus, au niveau du pôle Nord et à une vitesse de 20 km/s. La protoplanète de roche et de glace aurait fait basculer Uranus avant de se désintégrer et de former une couche de glace sur le manteau. Cette collision aurait relâché une partie de la chaleur interne de la planète, expliquant qu'elle soit la plus froide du Système solaire.

Lors du survol de la planète par en 1986, le pôle sud d'Uranus est orienté presque directement vers le Soleil. On peut dire qu'Uranus a une inclinaison légèrement supérieure à 90° ou encore que son axe a une inclinaison légèrement inférieure à 90° et qu'elle tourne alors sur elle-même dans le sens rétrograde. L'étiquetage de ce pôle comme " sud " utilise la définition actuellement approuvée par l' Union astronomique internationale, à savoir que le pôle nord d'une planète ou d'un satellite est le pôle qui pointe au-dessus du plan invariable du Système solaire, quelle que soit la direction dans laquelle la planète tourne,. Ainsi, par convention, Uranus a une inclinaison supérieure à 90° et possède donc une rotation rétrograde, comme Vénus.

Formation et migration

Simulation du modèle de Nice montrant les planètes extérieures et la ceinture de Kuiper :
1. avant que Jupiter et Saturne n'atteignent une résonance de 2:1 ;
2. après la diffusion vers l'intérieur des objets de la ceinture de Kuiper à la suite du déplacement orbital de Neptune ;
3. après éjection des corps dispersés de la ceinture de Kuiper par Jupiter.

La formation des géantes de glaces, Uranus et Neptune, s'avère difficile à modéliser avec précision. Les modèles actuels suggèrent que la densité de matière dans les régions externes du Système solaire est trop faible pour tenir compte de la formation de si grands corps à partir de la méthode traditionnellement acceptée d' accrétion du noyau, aussi appelée modèle d'accrétion de cœur,. Ainsi, diverses hypothèses sont avancées pour expliquer leur apparition.

La première hypothèse est que les géantes de glaces n'ont pas été formées par l'accrétion du noyau, mais à partir d' instabilités dans le disque protoplanétaire d'origine qui ont ensuite vu leur atmosphère soufflée par le rayonnement d'une association OB massive à proximité.

Une autre hypothèse est qu'elles se sont formées plus près du Soleil, où la densité de matière était plus élevée, puis qu'elles ont ensuite réalisé une migration planétaire vers leurs orbites actuelles après le retrait du disque protoplanétaire gazeux. Cette hypothèse de migration après formation est maintenant privilégiée en raison de sa capacité à mieux expliquer l'occupation des populations de petits objets observées dans la région trans-neptunienne,. Le courant le plus largement accepté des explications sur les détails de cette hypothèse est connu sous le nom de modèle de Nice, qui explore l'effet d'une migration d'Uranus et des autres planètes géantes sur la structure de la ceinture de Kuiper,,.

Cortège d'Uranus

Les six plus grosses lunes d'Uranus ; de gauche à droite : Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Obéron.

Uranus possède 27 satellites naturels connus,,. Leur masse combinée - ainsi que celle des anneaux, négligeable - représente moins de 0,02 % de la masse de la planète. Les noms de ces satellites sont choisis parmi les personnages des œuvres de Shakespeare et d' Alexandre Pope,.

William Herschel découvre les deux premières lunes, Titania et Obéron, en 1787 - soit six ans après la découverte de la planète,. Elles sont nommées ainsi 65 ans après par son fils John Herschel. Par ailleurs, William Herschel pense en avoir découvert quatre autres les années suivantes mais leur correspondance avec des lunes existantes n'est pas vérifiée. Ces observations ont alors une grande importance car elles permettent notamment d'estimer la masse et le volume de la planète.

William Lassell annonce officiellement la découverte d' Ariel et Umbriel en 1851, résultat d'un travail commun avec William Dawes,. Près d'un siècle plus tard (en 1948), Gerard Kuiper découvre Miranda,. La vingtaine de lunes restantes est découverte après 1985, pour certaines pendant le survol de et les autres avec des télescopes au sol,.

Les satellites d'Uranus sont divisés en trois groupes : treize satellites intérieurs, cinq satellites majeurs et neuf satellites irréguliers,.

Le système uranien par le TGT.

Les satellites intérieurs sont de petits corps sombres ayant des caractéristiques et une origine communes avec les anneaux de la planète. Leur orbite est située à l'intérieur de celle de Miranda et ils sont fortement liés aux anneaux d'Uranus, certaines lunes ayant probablement causé certains anneaux par fragmentation. Puck est le plus grand satellite intérieur d'Uranus, avec un diamètre de 162 km, et le seul pour lequel les photos prises par Voyager 2 montrent des détails. Parmi les autres satellites intérieurs, on compte par ordre d'éloignement à la planète Cordélia, Ophélie, Bianca, Cressida, Desdémone, Juliette, Portia, Rosalinde, Cupid, Belinda, Perdita et Mab.

Les cinq satellites majeurs - Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Obéron - ont une masse suffisante pour être en équilibre hydrostatique. Tous sauf Umbriel présentent à la surface des signes d'activité interne, tels que la formation de canyons ou du volcanisme. Le plus grand satellite d'Uranus, Titania, est le huitième plus grand du Système solaire, avec un diamètre de 1 578 km, soit un peu moins de la moitié de la Lune pour une masse vingt fois inférieure. La masse combinée des cinq principaux satellites est inférieure à la moitié de celle de Triton (le plus grand satellite naturel de Neptune) seul,. Ils ont des albédos géométriques relativement bas, allant de 0,21 pour Umbriel à 0,39 pour Ariel - qui ont par ailleurs respectivement la plus ancienne et la plus jeune surface des satellites majeurs,. Ce sont des conglomérats de glace et de roche composés d'environ 50 % de glace (ammoniac et dioxyde de carbone) et de 50 % de roche, de façon similaire aux satellites glacés de Saturne,. Seule Miranda semble principalement composée de glace et possède des canyons d'une profondeur de 20 km, des plateaux et des variations chaotiques de ses caractéristiques de surface uniques dans le Système solaire,,. L'activité géologique passée de Miranda aurait été entraînée par un réchauffement par effet de marée à un moment où son orbite était plus excentrique qu'actuellement, probablement en raison d'une ancienne résonance orbitale 3:1 avec Umbriel,.

Image proche infrarouge en fausses couleurs d'Uranus en 1998 montrant ses bandes de nuages, ses anneaux et ses lunes par la caméra NICMOS du télescope spatial Hubble.

Les satellites irréguliers d'Uranus ont des orbites elliptiques et fortement inclinées (en majorité rétrogrades), et orbitent à de grandes distances de la planète,. Leur orbite se situe au-delà de celle d'Obéron, la grande lune la plus éloignée d'Uranus. Ils ont probablement tous été capturés par Uranus peu après sa formation. Leur diamètre est compris entre 18 km pour Trinculo et 150 km pour Sycorax. Margaret est le seul satellite irrégulier d'Uranus connu ayant une orbite prograde. C'est également un des satellites du Système solaire ayant l'orbite la plus excentrique avec 0,661, bien que Néréide, une lune de Neptune, ait une excentricité moyenne plus élevée avec 0,751. Les autres satellites irréguliers sont Francisco, Caliban, Stephano, Prospero, Setebos et Ferdinand.

Anneaux planétaires

Uranus possède un système de treize anneaux planétaires connus, le système d' anneaux d'Uranus étant moins complexe que celui de Saturne, mais plus élaborés que ceux de Jupiter ou de Neptune,.

William Herschel décrit la présence possible d'anneaux autour d'Uranus en 1787 et 1789. Cette observation est généralement considérée comme douteuse, car les anneaux sont sombres et ténus et, dans les deux siècles suivants, aucun n'a été noté par d'autres observateurs. Pourtant, Herschel fait une description précise de la taille de l'anneau epsilon, de son angle par rapport à la Terre, de sa couleur rouge et de ses changements apparents alors qu'Uranus orbitait autour du Soleil,. Le système d'anneau est découvert de façon explicite le par James L. Elliot, Edward W. Dunham et Jessica Mink à l'aide du Kuiper Airborne Observatory. La découverte est fortuite car ils prévoyaient d'utiliser l' occultation de l'étoile SAO 158687 par Uranus pour étudier son atmosphère. Lorsque de l'analyse de leurs observations, ils découvrent que l'étoile avait brièvement disparu cinq fois avant et après sa disparition derrière Uranus, les faisant conclure à l'existence d'un système d'anneau autour d'Uranus. Il s'agit alors du deuxième système d' anneaux planétaires découvert après celui de Saturne. Deux autres anneaux sont découverts par entre 1985 et 1986 par observation directe.

En décembre 2005, le télescope spatial Hubble détecte une paire d'anneaux auparavant inconnus. Le plus grand est situé deux fois plus loin d'Uranus que les anneaux précédemment connus. Ces nouveaux anneaux sont si éloignés d'Uranus qu'ils sont appelés le système d'anneaux " extérieur ". Hubble repère également deux petits satellites, dont l'un, Mab, partage son orbite avec l'anneau nouvellement découvert le plus externe. En avril 2006, des images des nouveaux anneaux par l' observatoire de Keck révèlent leurs couleurs : le plus extérieur est bleu et l'autre rouge. Une hypothèse concernant la couleur bleue de l'anneau externe est qu'il est composé de minuscules particules de glace d'eau issues de la surface de Mab qui sont suffisamment petites pour diffuser la lumière bleue.

Leurs distances au centre d'Uranus vont de 39 600 km pour l' anneau ζ à environ 98 000 km pour l' anneau µ. Si les dix premiers anneaux d'Uranus sont fins et circulaires, le onzième, l' anneau ε, est plus brillant, excentrique et plus large, s'étendant de 20 km au point le plus proche de la planète à 98 km au point le plus éloigné. Il est encadré par deux lunes " bergères " , assurant sa stabilité, Cordélia et Desdémone. Les deux derniers anneaux sont très nettement plus éloignés, l' anneau μ se situant deux fois plus loin que l'anneau ε. Il existe probablement de faibles bandes de poussière et des arcs incomplets entre les anneaux principaux. Ces anneaux sont très sombres : l' albédo de Bond des particules les composant ne dépasse pas 2 %, ce qui les rend très peu visibles. Ils sont probablement composés de glace et d'éléments organiques noircis par le rayonnement de la magnétosphère. Au regard de l' âge du Système solaire, les anneaux d'Uranus seraient assez jeunes : leur durée d'existence ne dépasserait pas 600 millions d'années et ils ne se sont donc pas formés avec Uranus,. La matière formant les anneaux a probablement déjà fait partie d'une lune - ou de lunes - qui aurait été brisée par des impacts à grande vitesse. Parmi les nombreux débris formés à la suite de ces chocs, seules quelques particules ont survécu, dans des zones stables correspondant aux emplacements des anneaux actuels.

Autre entourage d'Uranus

Un astéroïde troyen d'Uranus est un astéroïde situé aux alentours d'un des deux points stables de Lagrange (L ₄ ou L ₅) du système Soleil-Uranus, c'est-à-dire situé à 60° en avance ou en retard sur l'orbite d'Uranus. Le Centre des planètes mineures (CPM) ne recense qu'un troyen d'Uranus : , situé autour du point L ₄,. est proposé comme second troyen d'Uranus mais n'est cependant toujours pas approuvé par le CPM,.

Aussi, d'autres objets sont coorbiteurs d'Uranus sans pour autant être classifiés comme troyens. Ainsi, (83982) Crantor est une planète mineure possédant une orbite en fer à cheval vis-à-vis d'Uranus,. D'autres exemples de coorbiteurs potentiels comme ou ont également été découverts.

Des études montrent qu'il serait possible à un quasi-satellite théorique d'Uranus ou de Neptune de le rester pour la durée de vie du Système solaire, moyennant certaines conditions d'excentricité et d' inclinaison. De tels objets n'ont cependant pas encore été découverts.

Observation

Uranus et Neptune depuis la Terre par le grand relevé Two-Micron All-Sky Survey en 1998.

La magnitude apparente moyenne d'Uranus est de +5,68 avec un écart-type de 0,17 tandis que les extrêmes sont de +5,38 et +6,03,. Cette plage de luminosité étant proche de la limite de l' œil nu située à +6, il est ainsi possible avec un ciel parfaitement sombre - avec les yeux accoutumés à l'obscurité - et dégagé de la voir comme une étoile très peu lumineuse, notamment lorsqu'elle se trouve en opposition,,. Cette variabilité est en grande partie expliquée par quelle latitude planétaire d'Uranus est simultanément éclairée par le Soleil et vue depuis la Terre. Sa taille apparente est comprise entre 3,3 et 4,1 secondes d'arc, selon que sa distance à la Terre varie de 3,16 à 2,58 milliards de kilomètres, et elle est ainsi facilement distinguable avec des jumelles,. Avec un télescope possédant un objectif d'un diamètre entre 15 et 23 cm, Uranus apparaît comme un disque cyan pâle avec assombrissement centre-bord. Avec un télescope possédant un plus large objectif, il devient possible de distinguer ses nuages ainsi que certains de ses plus grands satellites, tels que Titania et Obéron,.

Depuis 1997, neuf satellites irréguliers extérieurs ont été identifiés à l'aide de télescopes au sol. Deux lunes intérieures supplémentaires, et Mab, sont découvertes grâce au télescope spatial Hubble en 2003. Le satellite Margaret est le dernier découvert avec sa découverte publiée en . Le télescope spatial Hubble permet également de prendre des photos correctes d'Uranus depuis la Terre, même si elles sont en résolution relative plus faibles que les images de Voyager 2. Entre 2003 et 2005, grâce aux observations ainsi effectuées, une nouvelle paire d'anneaux est découverte, baptisée par la suite système d'anneaux externe, ce qui porte le nombre d'anneaux d'Uranus à 13.

Jusqu'en 2007, Uranus s'est approchée de son équinoxe et une activité nuageuse s'y est développée,. La majeure partie de cette activité ne peut pas être perçue autrement qu'avec le télescope spatial Hubble ou de grands télescopes munis d' optique adaptative.

Exploration

Croissant d'Uranus pris par Voyager 2 alors en route vers Neptune.

Voyager 2.

La planète n'a été visitée et étudiée à courte distance que par une seule sonde spatiale : ( NASA) en 1986, qui est donc la source de la majorité des informations connues sur la planète. L'objectif principal de la mission Voyager étant l'étude des systèmes de Jupiter et Saturne, le survol d'Uranus n'est rendu possible que parce que ceux-ci se sont parfaitement déroulés auparavant.

Lancée en 1977, Voyager 2 fait son approche au plus près d'Uranus le , à 81 500 km du sommet des nuages de la planète avant de poursuivre son trajet vers Neptune,. La sonde étudie la structure et la composition chimique de l'atmosphère d'Uranus, y compris son climat unique, causé par son inclinaison axiale de 97,77°. Elle effectue les premières enquêtes détaillées sur ses cinq plus grandes lunes et en découvre 10 nouvelles. Elle examine les neuf anneaux connus du système, en découvre deux autres et permet d'établir que leur apparition est relativement récente,. Finalement, elle étudie son champ magnétique, sa structure irrégulière, son inclinaison et sa magnétoqueue unique en tire-bouchon causée par son orientation.

n'a pas pu visiter Uranus car l'enquête sur une lune de Saturne, Titan, était considérée comme une priorité. Cette trajectoire a ensuite fait sortir la sonde du plan de l' écliptique, mettant fin à sa mission de planétologie,.

La possibilité d'envoyer l'orbiteur Cassini-Huygens de Saturne jusqu'à Uranus a été évaluée lors d'une phase de planification d'extension de mission en 2009, mais a finalement été rejetée en faveur de sa destruction dans l' atmosphère saturnienne car il aurait fallu environ vingt ans pour arriver au système uranien après avoir quitté Saturne. Par ailleurs, New Horizons 2 - qui a ensuite été abandonnée - aurait également pu effectuer un survol rapproché du système uranien.

Un orbiteur du nom d'Uranus orbiter and probe est recommandé par le Planetary Science Decadal Survey 2013-2022 dans le cadre du programme New Frontiers publié en 2011,. Cette proposition envisageait un lancement en 2020-2023 et une croisière de 13 ans vers Uranus. La sonde pourrait s'inspirer du Pioneer Venus Multiprobe et descendre dans l'atmosphère uranienne.

L' Agence Spatiale Européenne évalue une mission de " classe moyenne " appelée Uranus Pathfinder. D'autres missions telles qu', ou MUSE sont étudiées.

Dans la culture

Références historiques

L'uranium a été nommé en référence à Uranus.

L'élément chimique uranium est découvert en 1789 par le chimiste allemand Martin Heinrich Klaproth, nommé d'après Uranus qui venait d'être découverte huit ans auparavant,. Il est ensuite isolé par le chimiste français Eugène-Melchior Péligot en 1841 et reste l'élément le plus lourd connu jusqu'en 1940, où le premier élément transuranien est découvert : le neptunium, nommé quant à lui d'après la planète Neptune.

L'opération Uranus est le nom donné à l' opération militaire réussie de la Seconde Guerre mondiale par l' Armée rouge pour reprendre Stalingrad. Elle débouche sur l'opération Saturne. La même guerre connaîtra ensuite l' opération Neptune, nom de code donné au débarquement en Normandie des troupes alliées en .

Musique et poésie

" Uranus, le magicien " est le mouvement de l'œuvre pour grand orchestre Les Planètes, composée et écrite par Gustav Holst entre 1914 et 1916. Par ailleurs, les lunes d'Uranus Obéron, Miranda et Titania sont mentionnées dans la chanson Astronomy Domine de Pink Floyd.

Dans le poème de John Keats On First Looking into Chapman's Homer , les deux vers " Then felt I like some watcher of the skies / When a new planet swims into his ken " en français : " Alors je me suis senti comme un observateur des cieux / Quand une nouvelle planète nage dans son horizon ", sont une référence à la découverte d'Uranus par William Herschel.

Littérature et cinéma

Marcel Aymé intitule un de ses romans Uranus car un des personnages lisait un ouvrage d'astronomie au moment d'un bombardement l'ayant marqué.

Depuis sa découverte, Uranus est apparue dans de nombreuses œuvres de science-fiction. Par exemple, elle a été le décor de l'épisode The Daleks' Master Plan de Doctor Who ou de certains niveaux dans la série de jeux vidéo Mass Effect, et le sujet du roman de fiction Uranus de Ben Bova.

Cependant, elle n'a pas inspiré que des œuvres de science-fiction. Ainsi, est un roman de Marcel Aymé paru en 1948 et adapté à l'écran par Claude Berri en 1990,. Le titre du roman vient d'une anecdote racontée par un personnage, le professeur Watrin : un bombardement a tué sa femme un soir d' alors qu'il lisait dans un ouvrage d'astronomie le chapitre consacré à Uranus et le nom de la planète lui rappelle ainsi ce souvenir.

Dans la culture populaire en langue anglaise, de nombreux jeux de mots sont dérivés de la prononciation commune du nom d'Uranus avec l'expression " your anus " en français : " ton/votre anus " et sont notamment utilisés en tant que gros titre dans les articles de presse relatant de la planète,, et ce depuis la fin du . Ce jeu de mots a en conséquence influé la prononciation recommandée de la planète pour éviter l' homonymie.

Cela a également été utilisé dans des œuvres de fiction, par exemple dans la série d'animation où la planète a été renommée pour " en finir une bonne fois pour toutes avec cette stupide blague " en " Urectum " ,.

Symbolisme

Uranus possède deux symboles astronomiques. Le premier à être proposé, ♅, est suggéré par Jérôme Lalande en 1784,. Dans une lettre à William Herschel, le découvreur de la planète, Lalande le décrit comme " un globe surmonté par la première lettre de votre nom ". Une proposition ultérieure, ⛢, est un hybride des symboles de Mars et du Soleil parce qu' Uranus représente le ciel en mythologie grecque, que l'on croyait dominé par les puissances combinées du Soleil et de Mars. À l'époque moderne, il est toujours employé comme symbole astronomique de la planète, bien que son utilisation soit découragée au profit de l' initiale " U " par l' Union astronomique internationale.

Notes et références

Références

Bibliographie

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Articles connexes

Liens externes

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Notices dans des dictionnaires ou encyclopédies généralistes :

Ressource relative à la santé :

Ressource relative à la bande dessinée :

" Uranus, la géante qui venait du froid ", La Méthode scientifique, France Culture, 23 février 2021.

" Objectif Uranus: pourquoi les scientifiques américains rêvent d'explorer la géante glacée ", Le Figaro Science, 22 avril 2022.

" A deux doigts d'Uranus ", La Science, CQFD, France Culture, 6 octobre 2022.

(en) " Shakespeare in Space ", sur Astronomy Picture of the Day, NASA, (consulté le ) (traduction/adaptation française).

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Uranus Uranus vue par le télescope spatial James-Webb le .

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Tout comme Uranus, Neptune est une géante glacée. Planète la plus éloignée de notre étoile, elle est le siège des tempêtes les plus violentes du Système solaire. Teinte bleue azur d'origine inconnue, pluies de diamants... Eh oui, Neptune recèle d'incroyables richesses... à découvrir dans ce dossier.

Découverte de Neptune

Neptune est la huitième et dernière planète du Système solaire, la plus éloignée du Soleil après Uranus à 30 unités astronomiques. Impossible à observer à l'œil nu, son existence n'a pu être confirmée qu'après l'invention du télescope.

Elle est ainsi la première planète a avoir été découverte par le calcul, à partir de la trajectoire et des caractéristiques d'Uranus. C'est le mathématicien français Urbain Le Verrier, spécialisé en mécanique céleste, qui a réalisé cet exploit entre 1844 et 1846.

Perturbations gravitationnelles entre Neptune et Uranus. Crédit : CC BY-SA 3.0

Uranus tourne autour du Soleil en 84 ans et Neptune en 165 ans. Régulièrement, Uranus "double" donc Neptune. Dans la configuration 1 de l'illustration ci-dessus, Neptune est "devant" Uranus. Elle attire Uranus vers elle, donc Uranus accélère sur son orbite à la vitesse v1, supérieure à sa vitesse nominale. Par action-réaction, Neptune ralentit à la vitesse v1n.

Dans la configuration 2, Neptune est "derrière" Uranus. Elle attire donc Uranus vers l'arrière. Ce freinage fait ralentir Uranus à la vitesse v2, inférieure à sa vitesse nominale. Réciproquement, Neptune accélère à la vitesse v2n. Ce sont les observations des avances et retards d'Uranus par rapport à son orbite non perturbée qui ont permis de découvrir Neptune.

Montage photo d'Uranus (à gauche) et Neptune (à droite) vues par Hubble en 2018. Crédit : Nasa/Esa/A. Simon/M.H. Wong/A. Hsu

Neptune, la belle bleue

Avec Uranus, Neptune est la seule représentante des géantes glacées de notre Système solaire, aussi appelées sous-géantes car plus petites que Jupiter et Saturne. Neptune est plus massive qu'Uranus bien que légèrement plus petite. Quatre fois plus grande que la Terre, Neptune est aussi 17 fois plus lourde que notre planète.

Sa composition interne est similaire à celle d'Uranus. Neptune serait pourvue d'un noyau rocheux de fer et de silicates, lui-même entouré d'eau, de méthane et d'hydrocarbures dans différents états allant de solide (glaces) à liquide. Une atmosphère d'hydrogène, d'hélium et de méthane entourerait le tout.

L'atmosphère de Neptune se compose principalement d'hydrogène (84 %), d'hélium (12 %) et de méthane (1,5 %) avec des traces d'ammoniac, d'éthane et d'acétylène. C'est le méthane (CH ₄) qui absorbe la lumière dans les longueurs d'ondes vers le rouge - voir rappel sur la lumière - et fait apparaître Neptune en bleu.

Toutefois, le bleu si particulier de Neptune se rapproche de l'azur, et le méthane seul ne peut pas être responsable d'une telle teinte. Avec seulement du CH ₄, Neptune serait bleu-vert comme Uranus. D'autres éléments chimiques, encore inconnus, sont donc responsables de cette couleur caractéristique...

Comparaison des couleurs bleu-vert d'Uranus (à gauche) et bleu azur de Neptune (à droite). Crédit : Nasa/JPL-Caltech/Björn Jónsson

Pleut-il des diamants sur Neptune ?

Dans les profondeurs de Neptune, la pression peut atteindre les 600 GPa et la température 7 000 °C. Dans de telles conditions, le carbone contenu dans les hydrocarbures de la planète pourrait alors se transformer... en diamant. En 2017, des scientifiques du Stanford Linear Accelerator Center ont d'ailleurs prouvé la faisabilité de cette réaction chimique.

Les petits diamants formés dans la couche intermédiaire de Neptune tomberaient ensuite vers le noyau, donnant naissance à une pluie de nanodiamants... Le devenir de ces pierres précieuses neptuniennes est encore mal connu. Toutefois, les premières hypothèses parues dans la revue Nature Astronomy laissent rêveur. Enveloppe solide de diamant autour du noyau, ou mer d'hydrocarbure parsemée d'icebergs en diamant, à vous de choisir !

Un climat apocalyptique

Tout comme sur les autres géantes gazeuses, les vents neptuniens soufflent en bandes parallèles à l'équateur et d'immenses orages et vortex ponctuent la surface de la planète. Les vents de Neptune sont les plus rapides du Système solaire, puisqu'ils peuvent dépasser les 2 000 km/h !

Par ailleurs, Neptune possède une Grande Tache sombre, similaire à la Grande Tache rouge de Jupiter. Cette tempête anticyclonique a été observée pour la première fois par la sonde Voyager 2 en 1989, et réapparaît périodiquement à la surface de la planète. Les vents y soufflent jusqu'à 2 500 km/h, ce qui en fait la tempête la plus rapide du Système solaire.

Anneaux et satellites neptuniens

Neptune possède cinq anneaux, du plus proche au plus éloigné de la planète : Galle, Le Verrier, Lassell, Arago et Adams. Très peu lumineux, ils sont de composition et d'origine inconnues. Leur existence a été prouvée par l'observation grâce à la sonde Voyager 2. L'anneau extérieur, Adams, a la particularité de posséder quatre arcs plus brillants que le reste du cercle et appelés Liberté, Égalité, Fraternité et Courage.

Les anneaux de Neptune se sont probablement formés après la naissance du Système solaire, suite à la collision d'anciens satellites de la planète. À ce jour, Neptune possède encore au moins 14 lunes naturelles. En huitième position par rapport à Neptune, Triton est le plus imposant - plus grand que Pluton - et sans nul doute un des plus intéressants.

Contrairement à toutes les autres grandes lunes du Système solaire, Triton tourne autour de Neptune dans le sens des aiguilles d'une montre - vu de dessus. Ainsi, il ne peut pas avoir été formé en même temps que la planète à partir du même disque d'accrétion, mais a dû être capturé par Neptune. Triton proviendrait en réalité de la ceinture de Kuiper.

Triton possède une atmosphère ténue, probablement issue de geysers dont les traces ont été observées sur la calotte polaire au sud de Triton. Avec Io et Encelade, la lune fait ainsi partie des rares satellites naturels à présenter une activité géologique récente, notamment sous forme de cryovolcanisme - volcans de glace qui éjectent des éléments volatils comme l'eau, l'ammoniac ou le méthane.

Projets d'exploration ?

Quasiment tout ce que l'on sait de Neptune aujourd'hui est basé sur les observations effectuées par la sonde Voyager 2 lors de son survol le 25 août 1989. De par sa distance à la Terre, l'envoi d'une mission d'exploration vers cette planète est un véritable défi technique et financier. Mariner Mark II, Prometheus, Odinus... nombreux sont les projets - européens, américains - abandonnés ou restés en suspens.

Le plus grand espoir de concrétisation repose aujourd'hui sur la Nasa. L'agence spatiale américaine a longtemps réfléchi à une mission d'étude d'Uranus et Neptune. Mais l'état de ses finances l'obligent à choisir l'une des deux planètes... Des observations d'Hubble en 2017 ont montré une activité insoupçonnée chez Uranus, d'où une première attirance pour cette géante glacée. Mais l'intérêt scientifique de la lune neptunienne Triton, siège d'un volcanisme actif, semble avoir pris le dessus.

C'est donc vers Neptune que devrait s'élancer la prochaine mission d'envergure dédiée à l'étude d'une planète externe. La sonde devra survoler Jupiter pour bénéficier de son assistance gravitationnelle, ce qui ne peut se produire que tous les 12 ans, dans un alignement des planètes bien spécifique. La prochaine fenêtre de tir est donc prévue pour 2028 à 2030, avec une arrivée autour de Neptune dans les années 2040.

Pluies de diamants, bleu outremer inexpliqué, grande tâche sombre fantôme... Il semblerait donc que l'énigmatique Neptune soit en mesure de conserver ses secrets pendant encore quelques années.

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Tout comme Uranus, Neptune est une géante glacée. Planète la plus éloignée de notre étoile, elle est le siège des tempêtes les plus violentes du Système solaire. Teinte bleue azur d'origine inconnue, pluies de diamants... Eh oui, Neptune recèle d'incroyables richesses... à découvrir dans ce dossier.