URANUS, planète

Les satellites

Avant le passage de Voyager-2, on connaissait cinq satellites d'Uranus, qui tournent tous dans le sens direct sur des orbites quasi circulaires situées – à l'exception de Miranda – dans le plan équatorial de la planète. Ces objets sont très difficiles à voir depuis la Terre. Les deux plus gros, Titania et Obéron, ont été découverts par William Herschel en 1787 ; Ariel et Umbriel étaient détectés par William Lassell en 1851 ; le plus petit et le plus proche de la planète, Miranda, était observé pour la première fois par Gerard Kuiper en 1948. Ariel, Titania et Obéron montrent dans leur spectre des raies d'absorption caractéristiques de la glace d'eau. Ces satellites sont probablement composés d'un mélange de silicates, de glace d'eau et d'autres glaces ; leur température et leur pression centrale sont trop faibles pour qu'ils possèdent un noyau en fusion.

Dix satellites nouveaux, tous situés entre Miranda et la planète, ont été décelés immédiatement sur les images prises par Voyager-2. Depuis des observatoires terrestres, deux nouveaux satellites ont été découverts en 1997, puis trois autres en 1999. Un autre satellite a été décelé en 1999 sur une image acquise en 1986 par Voyager-2. Uranus possède donc au moins vingt-et-un satellites. Cela confirme bien que l'environnement des planètes géantes est beaucoup plus « encombré » que celui des planètes telluriques.

À l'instar de ceux de Jupiter et de Saturne, les cinq plus gros satellites d'Uranus se sont révélés beaucoup plus variés et complexes que prévu. En effet, les astronomes s'attendaient à trouver surtout de nombreux cratères d'impact et très peu de traces d'activité géologique sur ces petits corps glacés. C'est exactement le contraire qui a été observé. Plus on se rapproche d'Uranus, plus la richesse des phénomènes augmente pour culminer avec le petit Miranda, qui peut être considéré comme le joyau de la rencontre avec Voyager-2.

Avant cette rencontre, l'étude de ces cinq satellites se limitait à celle de leur mouvement, à la photométrie et à la spectroscopie globales. Il n'était pas question d'obtenir la moindre résolution spatiale. Les images de Voyager-2 ont permis de déterminer avec précision leur diamètre et de vérifier qu'ils présentent toujours la même face à Uranus. Il faut toutefois être prudent dans l'interprétation des résultats : Voyager-2 n'a pu observer que leur hémisphère éclairé, qui correspond à l'hémisphère Sud. Rien ne prouve que les hémisphères Nord soient semblables : aussi bien Mars que Japet présentent des différences notables entre deux hémisphères et il est possible que des traits géologiques majeurs ne soient visibles qu'au nord et aient échappé aux observations.

Les satellites des planètes géantes sont formés d'un mélange de glaces (d'eau, de méthane, d'ammoniac et de dioxyde de carbone) et de roches. Plus la densité est faible, plus la quantité relative de glaces est grande. Les satellites d'Uranus sont plus denses (de 1,3 à 1,6 au lieu de 1,0 à 1,4) que ceux de Saturne, si l'on excepte Titan ; cela indique qu'ils possèdent moins de glaces et que le chauffage par la radioactivité naturelle des roches a dû être plus important au sein de ces satellites.

En général, un corps céleste (planète tellurique ou satellite) présente une activité géologique importante à sa surface quand il est suffisamment massif et possède un noyau très chaud. Les corps les plus massifs devraient avoir les surfaces les plus tourmentées ; c'est le cas de la Terre et de Vénus, qui sont des corps encore actifs du point de vue géologique, tandis que Mercure et la Lune sont inertes. Le gros Ganymède montre de nombreuses traces d'activité géologique et le petit Mimas est couvert[...]