Anneaux d'Uranus

Anneaux d'Uranus
Schéma du système danneaux et de lunes dUranus. Les lignes continues montrent les anneaux, les lignes en pointillés, les orbites des lunes.

Les anneaux dUranus sont un système danneaux de la planète Uranus, moins complexes que les anneaux de Saturne, mais plus élaborés que ceux de Jupiter ou de Neptune. Ils ont été découverts le 10 mars 1977 par James L. Elliot, Edward W. Dunham et Douglas J. Mink. Près de deux siècles auparavant, l'astronome William Herschel avait déjà rapporté lobservation danneaux, mais les astronomes modernes doutent que les anneaux sombres et ténus aient pu être vus à cette époque. Deux anneaux supplémentaires ont été découverts en 1986 grâce aux images prises par la sonde spatiale Voyager 2, puis deux anneaux externes, en 20032005, sur les photos du télescope spatial Hubble.

Ainsi, les observations d'Hubble portent à treize le nombre d'anneaux distincts composant le système danneaux dUranus. Ils sont appelés, par ordre de distance croissante de la planète : 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν et μ. Leurs rayons vont de 38 000 km pour lanneau 1986U2R/ζ à environ 98 000 km pour lanneau µ. Il existe probablement de faibles bandes de poussière et des arcs incomplets entre les anneaux principaux. Ces anneaux sont très sombres : lalbédo des particules les composant ne dépasse pas 2 %. Ils sont probablement composés de glace et d'éléments organiques noircis par le rayonnement de la magnétosphère.

La plupart des anneaux dUranus sont opaques et larges de quelques kilomètres seulement. Lensemble du système ne contient que peu de poussières : il se compose essentiellement de rochers de 0,2 à 20 m de diamètre. Cependant, certains des anneaux sont translucides : les anneaux larges et peu visibles 1986U2R/ζ, μ et ν sont faits de petites particules de poussières, tandis que lanneau λ, peu visible également mais étroit, contient aussi des corps plus importants. La relative pauvreté en poussière des anneaux est due à la traînée aérodynamique des parties les plus externes de latmosphère, lexosphère et la couronne.

Au regard de l'âge du système solaire, les anneaux dUranus seraient assez jeunes : leur âge ne dépasserait pas 600 millions dannées. Le système d'anneaux provient probablement de la collision et de la fragmentation d'anciennes lunes orbitant autour de la planète. Après la collision, les lunes se sont probablement brisées en de nombreuses particules, qui nont survécu sous la forme d'anneaux étroits et optiquement denses que dans certaines zones de stabilité maximale.

Au début du XXIe siècle, le mécanisme qui confine les anneaux étroits nest pas bien compris. À l'origine, les scientifiques supposaient que chaque anneau étroit était encadré par des lunes « bergères », assurant sa stabilité. Mais, en 1986, la sonde Voyager 2 ne découvrit quune paire de tels bergers : Cordélia et Ophélie, qui encadrent lanneau ε, le plus brillant.

Sommaire

Découverte

Le système danneaux autour dUranus est mentionné pour la première fois dans les notes de l'astronome William Herschel, au XVIIIe siècle, dans lesquelles il consigne ses observations de la planète : « 22 février 1789 : on soupçonne l'existence d'un anneau »[1]. Herschel dessine un petit schéma de lanneau et note quil « tire un peu sur le rouge ». Le télescope Keck de Hawaï a confirmé cette dernière observation de Herschel, au moins pour lanneau ν[2]. Les notes de Herschel sont publiées en 1797 dans un journal de la Royal Society. Entre 1797 et 1977, soit pendant près de deux siècles, les anneaux ne sont presque jamais plus mentionnés. La véracité de l'observation initiale des anneaux par Herschel, que plusieurs générations d'astronomes ne sont pas parvenus à confirmer par la suite, est mise en doute par la communauté scientifique. Certains pensent que Herschel ne pouvait pas avoir découvert les anneaux, compte tenu des limitations des instruments de l'époque. Ceux qui créditent Herschel de cette découverte avancent comme argument que l'astronome a donné des descriptions exactes de lanneau ε, de sa taille par rapport à celle dUranus, de ses changements daspect le long de larc dorbite observé, et de sa couleur[3].

La découverte ou redécouverte des anneaux dUranus est réalisée par hasard le 10 mars 1977 par les astronomes James L. Elliot, Edward W. Dunham et Douglas J. Mink, embarqués à bord de l'observatoire aéroporté Kuiper. Les astronomes veulent utiliser loccultation de létoile SAO 158687 par Uranus pour étudier latmosphère de cette étoile[4]. Or lanalyse de leurs observations met en évidence que l'étoile a été brièvement masquée à cinq reprises avant et après loccultation par Uranus ; les trois astronomes concluent à la présence dun système danneaux étroits[5],[6],[7]. Dans leurs articles, ils désignent les cinq occultations observées par les cinq premières lettres de l'alphabet grec : α, β, γ, δ et ε[5] ; ces désignations sont réutilisées par la suite 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 lintérieur de lanneau α[8]. 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[9]. Le système danneaux dUranus est le second découvert dans le système solaire, après celui de Saturne[10].

En 1986, la sonde spatiale Voyager 2 traverse le système dUranus et permet une observation directe de ses anneaux[11],[12]. Les images de la sonde révèlent la présence de deux anneaux étroits supplémentaires. En 2003-2005, le télescope spatial Hubble détecte une nouvelle paire danneaux, portant le total connu à treize[7]. La découverte de ces anneaux externes double le diamètre du système danneaux connu[13]. Hubble prend également pour la première fois des images de deux petits satellites ; l'orbite de l'un d'eux, Mab, se trouve dans lanneau extérieur récemment découvert[14].

Propriétés générales

Les anneaux internes dUranus. Le plus externe et le plus brillant est lanneau ε ; 8 autres anneaux sont visibles sur cette photo.

Depuis les observations faites par le télescope Hubble en 2005, il est établi que le système danneaux dUranus comprend treize anneaux. Ils sont nommés, par ordre de distance croissante de la planète : 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ[13]. Ils sont divisés en trois groupes : neuf anneaux principaux étroits (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε)[10], deux anneaux de poussières (1986U2R/ζ, λ)[15] et deux anneaux externes (μ, ν)[16]. Les anneaux dUranus sont constitués principalement de particules macroscopiques, et renferment peu de poussières[17], celles-ci étant localisées surtout dans les anneaux 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν et μ[13],[15]. Outre ces anneaux bien identifiés, il y a de nombreuses bandes de poussière translucides, contenant des anneaux ténus[18]. Ceux-ci peuvent avoir une existence temporaire, ou être composés darcs séparés, détectés parfois pendant les occultations[18] ; certains étaient visibles pendant le passage de la Terre par le plan des anneaux en 2007[19]. Quelques bandes de poussières entre les anneaux ont été observées en diffusion vers lavant[n 1] quand Voyager 2 a dépassé l'orbite d'Uranus[11]. Tous les anneaux dUranus présentent des variations azimutales de brillance[11].

Les anneaux sont composés dune matière extrêmement foncée. Lalbédo géométrique des particules ne dépasse pas 5 à 6 %, tandis que lalbédo de Bond[n 2] est plus bas : environ 2 %[17],[20]. Les particules des anneaux présentent un pic de brillance marqué à lopposition : un accroissement de lalbédo dans la direction dirigée vers le Soleil[17]. Ceci signifie que leur albédo est bien plus bas quand ils sont observés légèrement hors de la direction de lopposition, cest-à-dire que le Soleil, lobservateur et Uranus ne sont pas exactement alignés. En outre, les anneaux tendent légèrement vers le rouge dans les parties visible et ultraviolette du spectre, et sont gris dans linfrarouge proche[21]. Ils ne présentent aucune des structures spectrales identifiables. La composition chimique des particules des anneaux est inconnue. Cependant elles ne peuvent pas être composées de glace pure, comme celles des anneaux de Saturne, parce quelles sont trop foncées, plus foncées encore que les lunes intérieures dUranus[21]. Les particules sont probablement composées dun mélange de glace et de matière sombre. La composition de cette matière nest pas connue, mais il pourrait s'agir de composés organiques noircis par le rayonnement des particules chargées de la magnétosphère dUranus. Il s'agit peut être d'un matériau semblable à celui des lunes internes, mais considérablement recuit[21].

Dans son ensemble, le système danneaux dUranus ne ressemble ni aux anneaux de Jupiter composés de poussière ténue, ni à ceux de Saturne, qui sont larges et complexes et pour certains composés de matière très brillantede la glace[10]. Il existe néanmoins quelques ressemblances avec le système saturnien. Ainsi, lanneau F de Saturne et lanneau ε dUranus sont tous deux étroits, assez sombres et encadrés par des lunes bergères[10] ; de même, les anneaux externes dUranus découverts en 2006 présentent une ressemblance avec les anneaux externes G et E de Saturne[22]. Certains anneaux étroits au sein des anneaux larges de Saturne peuvent aussi faire penser aux anneaux étroits dUranus[10]. En outre, les bandes de poussière observées entre les principaux anneaux dUranus peuvent ressembler aux anneaux de Jupiter. Dautre part, le système des anneaux d'Uranus est assez semblable à celui des anneaux de Neptune, bien que plus complexe, moins sombre et contenant moins de poussières ; les anneaux y sont également plus proches de la planète[15].

Anneaux principaux étroits

Anneau ε

Article détaillé : Anneau epsilon.
Vue agrandie de lanneau ε dUranus

Lanneau ε (epsilon) est le plus brillant et le plus dense des éléments du système danneaux dUranus, et compte pour les deux tiers dans la lumière totale renvoyée par lensemble[11],[21]. Alors quil est le plus excentrique des anneaux dUranus, il a une inclinaison négligeable[23]. Lexcentricité de lanneau fait varier sa brillance tout au long de son orbite. La brillance intégrée suivant le rayon de lanneau ε est maximale à lapoapside et minimale à la périapside[24]. Le rapport de ces brillances est de 2,5 à 3,0[17]. Ces variations sont liées à celles de la largeur de lanneau, qui mesure 19,7 km à la périapside et 96,4 km à lapoapside[24]. À mesure que lanneau devient plus large, leffet décran entre particules diminue, les rendant plus visibles, ce qui conduit à une brillance intégrée plus grande[20]. Les variations de largeur ont été mesurées directement à partir des images de Voyager 2, puisque lanneau ε était le seul des deux anneaux résolus par les caméras de la sonde spatiale[11]. Ce comportement montre que lanneau est optiquement dense. Les observations doccultation réalisées à partir du sol ou de lespace ont montré que son épaisseur optique[n 3] normale varie de 0,5 à 2,5[24],[25], avec le maximum à la périapside. L'épaisseur équivalente \scriptstyle EE\,=\,\int \tau(r)\, dr[n 3],[2] de lanneau ε est denviron 47 km et elle est invariante le long de lorbite[24].

Vue agrandie des anneaux dUranus ; de haut en bas : δ, γ, η, β et α. Lanneau η résolu montre la composante large, optiquement mince.

Lépaisseur géométrique de lanneau ε nest pas connue avec précision, bien que lanneau soit très minceselon certains, seulement 150 m[18],[26]. Malgré cette dimension relativement infinitésimale, il est constitué de plusieurs couches de particules. Lanneau ε est une zone plutôt encombrée, avec un facteur de remplissage estimé de 0,008 à 0,06 aux environs de lapoapside[24]. La taille moyenne des particules va de 0,2 à 20 m[18],[26] et leur séparation moyenne est denviron 4,5 fois leur rayon[24],[26]. Lanneau est presque exempt de poussières, peut-être en raison de la traînée aérodynamique de la couronne atmosphérique dUranus[2]. En raison de sa très faible épaisseur, lanneau ε disparaît quand on lexamine par un diamètre. Ceci est arrivé en 2007 au cours de lobservation du passage de la Terre dans le plan des anneaux[19].

La sonde Voyager 2 a observé un signal de lanneau ε pendant une expérience doccultation radio[25]. Le signal se présentait comme un renforcement marqué de la diffusion vers lavant à 3,6 cm de longueur d'onde aux environs de lapoapside de lanneau. Une telle diffusion nécessite lexistence dune structure cohérente. Le fait que lanneau ε possède une telle structure fine a été confirmé par beaucoup dobservations doccultations : lanneau semble constitué dune quantité de sous-anneaux étroits et optiquement denses, certains pouvant être des arcs incomplets[18].

Il est établi que lanneau possède des lunes bergères interne et externe : Cordélia à lintérieur et Ophélie à lextérieur. Le bord interne de lanneau est en résonance 24:25 avec Cordélia, et le bord externe en résonance 14:13 avec Ophélie. Les masses de ces lunes doivent être au moins triples de la masse de lanneau à confiner pour être efficaces. La masse de lanneau ε est estimée à environ 1016 kg[27],[10],[28].

Anneau δ

Article détaillé : Anneau delta.
Comparaison des anneaux dUranus en lumière diffusée vers lavant et vers larrière (images obtenues par Voyager 2 en 1986).

Lanneau δ (delta) est circulaire et légèrement incliné[23]. Il présente des variations azimutales substantielles encore inexpliquées (en 2011) dans son épaisseur optique normale et sa largeur[18]. Une explication possible serait que lanneau présente des ondulations azimutales excitées par une toute petite lune juste à son bord intérieur[29]. Le bord extérieur bien net de lanneau δ est en résonance 23:22 avec Cordélia[30],[28]. Deux composantes peuvent d'ailleurs être distinguées. La composante étroite et externe est optiquement dense ; elle est bordée par une large bande interne transparente[18]. Sa largeur est de 4,1 à 6,1 km et a une épaisseur équivalente à 2,2 km, ce qui correspond à une épaisseur optique normale de 0,3 à 0,6[24]. La composante large de lanneau est de 10 à 12 km et son épaisseur équivalente est proche de 0,3 km, ce qui indique une faible épaisseur optique normale de 3×10-2[24]. Ceci nest connu que par des données doccultation, parce que Voyager 2 na pas pu résoudre lanneau δ[11],[31]. Quand il a vu lanneau δ en géométrie de diffusion vers lavant, il apparaissait relativement brillant, ce qui est compatible avec la présence de poussière dans la composante large[11]. Géométriquement, la composante large est plus épaisse que létroite. Ceci est confirmé par les observations au croisement du plan de lorbite en 2007, lanneau δ est devenu plus brillant, ce qui est cohérent avec le comportement dun anneau simultanément géométriquement épais et optiquement ténu[19].

Anneau γ

Article détaillé : Anneau gamma.

Lanneau γ (gamma) est étroit, optiquement dense et légèrement excentrique. Son inclinaison orbitale est à peu près nulle[23]. La largeur de lanneau varie de 3,6 à 4,7 km, bien que son épaisseur optique équivalente soit constante à 3,3 km[24]. L'épaisseur optique normale de lanneau est de 0,7 à 0,9. Pendant un événement de croisement du plan de lorbite en 2007, lanneau γ a disparu, ce qui montre quil est géométriquement mince, comme lanneau ε[18], et sans poussière[19]. La largeur et l'épaisseur optique normale de lanneau montrent des variations azimutales marquées[18]. Le mécanisme du confinement dun anneau si étroit nest pas connu, mais il a été remarqué que le bord interne bien net de lanneau est en résonance 6:5 avec Ophélie[30],[32].

Anneau η

Article détaillé : Anneau êta.

Lanneau η (êta) a une excentricité et une inclinaison orbitale nulles[23]. Comme lanneau δ, il est constitué de deux composantes : une étroite et optiquement dense, et une bande large quasi-transparente, extérieure cette fois. Cette dernière est large denviron 40 km et son épaisseur équivalente voisine de 0,85 km, ce qui indique une faible épaisseur optique normale de 2×10-2[24].

Lanneau a été résolu sur les images de Voyager 2[11]. En diffusion vers lavant, il paraît brillant, ce qui indique la présence dune quantité considérable de poussières, probablement dans la partie large[11]. Géométriquement, la partie large est bien plus épaisse que la partie étroite. Cette conclusion est soutenue par les observations au croisement du plan de lanneau en 2007, lanneau η a présenté une brillance croissante, devenant le deuxième plus brillant du système des anneaux. Ceci est cohérent avec un anneau géométriquement épais mais optiquement mince[19]. Comme la majorité des anneaux, il présente des variations azimutales marquées en épaisseur optique normale et en largeur. La composante étroite disparaît même à certains endroits[18].

Anneaux α et β

Articles détaillés : Anneau alpha et Anneau bêta.

Les anneaux α et β (alpha et bêta) sont les anneaux dUranus les plus brillants après lanneau ε. Comme celui-ci, ils présentent des variations de brillance et de largeur[17]. Ils ont une brillance et une largeur maximale sur un secteur de 30° au niveau de lapoapside, et minimale dans les 30° autour du périapside[11],[33]. Ces deux anneaux ont une excentricité et une inclinaison non négligeables[23]. Les largeurs varient respectivement de 4,8 à 10 km et de 6,1 à 11,4 km[24]. Les épaisseurs optiques équivalentes sont de 3,29 km et 2,14 km, ce qui correspond à des épaisseurs optiques normales de 0,3 à 0,7 pour le premier et de 0,2 à 0,35 pour le second[24]. Lorsque la Terre a croisé le plan orbital des anneaux en 2007, ceux-ci n'ont plus été visibles, ce qui prouve quils sont peu épais, comme lanneau ε, et dépourvus de poussière[19]. Mais ce même événement a mis en évidence une bande de poussière épaisse et d'un point de vue optique faiblement opaque, juste à lextérieur de lanneau β, qui avait déjà été observée par Voyager 2[11]. La masse des anneaux α et β est estimée à environ 5×1015 kg chacune, soit la moitié de celle de lanneau ε[34].

Anneaux 6, 5 et 4

Articles détaillés : Anneau 4, Anneau 5 et Anneau 6.

Les anneaux 6, 5 et 4 sont les anneaux étroits les plus internes et les moins brillants dUranus[17]. Ce sont aussi ceux qui présentent les plus fortes inclinaison et excentricité avec lanneau ε[23]. En fait, leur inclinaison (0,06°, 0,05° et 0,03°) était suffisante pour que Voyager 2 puisse les observer au-dessus du plan équatorial dUranus (de 24 à 46 km). Ils sont également les plus étroits avec une largeur de, respectivement, 1,6 à 2,2 km, de 1,9 à 4,9 km et de 2,4 à 4,4 km [11],[24]. Leur épaisseur optique équivalente est de 0,41 km, 0,91 km et 0,71 km, correspondant à des épaisseurs optiques normales de 0,18 à 0,25, de 0,18 à 0,48 et de 0,16 à 0,3[24]. Lorsque la Terre a coupé le plan orbital des anneaux en 2007, ils sont devenus invisibles en raison de leur faible épaisseur et de l'absence de poussière[19].

Anneaux de poussières

Anneau λ

Article détaillé : Anneau lambda.
Photo en pose longue des anneaux internes dUranus, prise vers larrière par Voyager 2. Le Soleil se trouve à 7,5° du centre du cliché. En diffusion en avant de la lumière, les bandes de poussière non visibles sous dautres perspectives peuvent être vues, comme les autres anneaux.

Lanneau λ (lambda) est un des deux anneaux découverts par Voyager 2 en 1986[23]. Cest un anneau étroit et ténu, situé juste à lintérieur de lanneau ε, entre lanneau et sa lune bergère, Cordélia[11]. Cette lune a nettoyé une bande vide juste au milieu de lanneau λ. Quand il est examiné en lumière diffusée vers larrière[n 1], lanneau λ est extrêmement étroit : de 1 à 2 km et a une épaisseur optique équivalente de 0,1 à 0,2 km à la longueur donde de 2,2 µm[2]. L'épaisseur optique normale est de 0,1 à 0,2[11],[31]. L'épaisseur optique de lanneau λ présente une forte dépendance de la longueur donde de la lumière, ce qui est atypique pour le système danneaux dUranus. L'épaisseur optique équivalente sélève à 0,36 km dans lultraviolet, ce qui explique pourquoi lanneau λ na été détecté au début que dans les occultations stellaires UV par Voyager 2[31]. La détection à la longueur donde de 2,2 µm par occultation stellaire na été annoncée quen 1996[2].

Laspect de lanneau λ change radicalement quand il est observé en lumière diffusée vers lavant, comme la fait Voyager 2 en 1986[11]. Dans cette perspective, lanneau devient la structure la plus brillante du système danneaux dUranus, plus brillante encore que lanneau ε[15]. Cette observation, conjuguée à la dépendance de l'épaisseur optique en fonction de la longueur donde de la lumière, indique que lanneau λ contient une quantité appréciable de poussière de la taille de lordre du micromètre[15]. L'épaisseur optique normale de cette poussière est de 10-4 à 10-3 [17]. Les observations faites en 2007 par le télescope Keck pendant lévénement de croisement du plan de lanneau ont confirmé cette conclusion ; lanneau λ est alors devenu une des structures les plus brillantes du système danneaux[19].

Une analyse détaillée des images de Voyager 2 a révélé des variations azimutales de la brillance de lanneau λ[17]. Les variations semblent périodiques, évoquant une onde stationnaire. Lorigine de cette structure détaillée de lanneau λ reste mystérieuse[15].

Anneau 1986U2R/ζ

Article détaillé : Anneau zêta.
Cliché qui a permis la découverte de lanneau 1986U2R

En 1986, Voyager 2 a détecté une bande large mais ténue de matière à lintérieur de lanneau 6[11]. Cet anneau a reçu la désignation temporaire de 1986U2R. Il a une épaisseur optique normale de 10-3 ou moins, et il est extrêmement ténu. Il va de 37 000 à 39 500 km du centre dUranus, cest-à-dire seulement 12 000 km au-dessus des nuages[2]. Il na plus été vu jusquen 2003 - 2004, à son observation par le télescope Keck. Cette bande a été nommée « anneau ζ » (zêta)[2]. Cependant la position de cet anneau diffère de façon significative de celle observée pour 1986U2R en 1986 : il est situé de 37 850 à 41 350 km du centre de la planète. Il y a une extension qui va vers lintérieur en satténuant jusquà 32 600 km au moins[2].

Lanneau ζ a été encore observé pendant le croisement du plan de lanneau en 2007, et il y est même devenu lélément le plus brillant de tout le système danneaux, surpassant même en luminosité tout le reste[19]. L'épaisseur optique équivalente de cet anneau approche 1 km (0,6 km pour lextension interne), tandis que l'épaisseur optique normale ne dépasse pas 10-3 [2]. Les aspects assez différents des anneaux 1986U2R et ζ peuvent être causés par les différentes géométries de lobservation : diffusion vers larrière en 20032007, et diffusion vers le côté en 1986[2],[19]. Cependant, il ne peut pas être exclu que des changements dans la répartition de la poussière, que lon suppose dominante dans lanneau, soient survenus entre 1986 et 2007[19].

Autres bandes de poussière

Outre les anneaux 1986U2R/ζ et λ, il existe dautres bandes de poussière très ténues dans le système des anneaux dUranus[11]. Elles sont invisibles pendant les occultations en raison de leur épaisseur optique négligeable, malgré leur brillance en diffusion vers lavant[15]. Les images de Voyager 2 en lumière diffusée vers lavant révèlent lexistence de bandes de poussière brillantes entre les anneaux λ et δ, entre η et β, et entre α et 4[11]. Beaucoup de ces bandes ont été détectées à nouveau en 2003 - 2004 par le télescope Keck, et pendant le croisement du plan de lanneau en 2007 en lumière diffusée vers larrière, mais leurs positions précises et leurs brillances relatives étaient différentes de celles observées par Voyager 2[2],[19]. L'épaisseur optique normale de ces bandes de poussière ne dépasse pas environ 10-5. Les scientifiques pensent que la distribution des dimensions des particules de poussières suit une loi de puissance dindice \scriptstyle p\, =\, 2,5 \pm 0,5 [17].

Système danneaux externes

Articles détaillés : Anneau mu et Anneau nu.
Les anneaux μ et ν dUranus (R/2003 U1 et U2) à partir dimages prises par le télescope spatial Hubble en 2005.

En 20032005, le télescope spatial Hubble permet de découvrir une nouvelle paire danneaux, baptisée par la suite système danneaux externe, qui porte le nombre danneaux dUranus à treize[13]. Ils ont été nommés anneaux μ et ν (mu et nu)[16]. Lanneau μ, le plus externe, se trouve deux fois plus éloigné de la planète que lanneau brillant η[13]. Ces anneaux externes diffèrent des anneaux internes étroits par de nombreuses caractéristiques : μ et ν sont larges (17 000 km et 3 800 km) et très ténus ; leur épaisseur optique normale maximale sont de 8,5×10-6 et 5,4×10-6 ; leur épaisseur optique équivalente sont respectivement de 0,14 km et 0,012 km. Leur profil radial de brillance est triangulaire[13].

La brillance maximale de lanneau μ se trouve presque le long de lorbite de la petite lune Mab, qui est probablement la source des particules de lanneau[13],[14]. Lanneau ν se situe entre les satellites naturels Portia et Rosalinde, et ne contient pas de lune en son sein[13]. Une nouvelle analyse des images de Voyage 2 en lumière diffusée vers lavant montre clairement les anneaux μ et ν. Dans cette géométrie, les anneaux sont bien plus brillants, ce qui indique quils contiennent beaucoup de poussières micrométriques[13]. Ils peuvent être semblables aux anneaux G et E de Saturne : comme lanneau G, les anneaux μ et ν manquent de tout corps qui pourrait lalimenter en poussière, et comme limmense anneau E, ils reçoivent de la poussière dEncelade[13],[14].

Lanneau μ pourrait être constitué entièrement de poussières, sans aucune particule de grande taille. Cette hypothèse est renforcée par des observations du télescope Keck, qui na pas réussi à détecter lanneau μ dans linfrarouge proche à 2,2 μm, mais a pu détecter lanneau ν[22]. Ceci montre que lanneau μ est de couleur bleue et quil est donc composé en majorité de particules submicrométriques[22]. Cette poussière pourrait être constituée de glace[35]. Lanneau ν est plutôt coloré en rouge[22],[36].

Dynamique et origine

Un schéma des anneaux internes, en couleurs renforcées, selon Voyager 2.

Le mécanisme de confinement des particules dans les anneaux étroits n'est toujours pas élucidé en 2011. Un tel mécanisme est nécessaire pour que les anneaux ne se dispersent pas radialement en moins d'un million dannées[10]. La théorie la plus courante, proposée à l'origine par Goldreich et Tremaine[37], est qu'une paire de lunes, les bergers interne et externe, interagissent gravitationnellement avec chaque anneau, et agissent respectivement comme source et puits pour compenser les fluctuations de moment cinétique (ou aussi bien dénergie cinétique). Ils maintiennent ainsi la cohésion de lanneau, mais sen écartent progressivement[10]. Pour être efficaces, la masse de chaque berger doit dépasser celle de lanneau par un facteur d'au moins 2 ou 3. Ce mécanisme est à lœuvre pour lanneau ε, Cordélia et Ophélie jouent le rôle de bergers. Cordélia est aussi le berger externe de lanneau δ et Ophélie celui de lanneau γ[30]. Cependant, aucune lune de plus de 10 km n'est connue à portée des autres anneaux[11]. La distance actuelle de Cordélia et Ophélie de lanneau ε permet destimer son âge. Les calculs montrent quil ne peut être plus vieux que 6×108 années[10],[27].

La jeunesse apparente des anneaux peut être expliquée par le renouvellement continuel de la matière qui les compose. Celle-ci pourrait provenir de la collision et la fragmentation continue de plus grands objets. Selon les estimations de l'astronome Larry W. Esposito en 2002[10], une lune de la taille de Puck pourrait produire suffisamment de débris pour que l'anneau dure quelques milliards dannées. Cependant, la durée de vie dun satellite plus petit est bien plus courte. Donc toutes les lunes et anneaux internes pourraient être les produits de quelques lunes de la taille de Puck brisées (par exemple par les forces de marées d'Uranus) durant les derniers 4,5 milliards dannées[27]. Les satellites ainsi brisés déclenchent une cascade de collisions broyant rapidement tous les gros fragments en particules bien plus petites, jusqu'aux plus fines poussières[10]. Finalement la majorité de la masse initiale devrait être dispersée dans l'espace ou retombée sur Uranus, et les particules restantes seraient celles stabilisées par des résonances mutuelles et des effets de berger. À la fin de cette évolution, il ne devrait rester quun système danneaux étroits. Mais dans la configuration actuelle, quelques mini-lunes pourraient subsister au sein des anneaux. Leur diamètre serait alors probablement limitée à environ 10 km[27].

Lorigine des bandes de poussière pose moins de problèmes. La poussière a un temps de vie très court, de 100 à 1 000 ans. Les bandes doivent donc être alimentées en continu par des collisions entre particules plus grandes, issues des anneaux, des mini-lunes et des météoroïdes provenant de lextérieur du système uranien[15]. Les ceintures de mini-lunes et de particules elles-mêmes sont invisibles, en raison de leur faible épaisseur optique, alors que la poussière se révèle en diffusion de la lumière vers lavant[27]. Les anneaux étroits principaux et les ceintures de mini-lunes qui créent les bandes de poussière diffèrent probablement dans la distribution des tailles. Les anneaux principaux ont plus de corps entre le centimètre et le mètre. Ce type de distribution accroît la surface des objets dans les anneaux, ce qui conduit à une haute densité optique en lumière diffusée vers larrière[27]. En revanche, les bandes de poussière contiennent peu de grosses particules, ce qui résulte en une basse épaisseur optique[27].

Exploration

Les anneaux ont été étudiés de manière approfondie par les instruments la sonde spatiale Voyager 2 durant son survol de la planète en janvier 1986[23]. Deux nouveaux anneaux ténus, λ et 1986U2R, ont été ainsi découverts, portant à l'époque leur nombre total à onze. Les anneaux ont été étudiés par occultation dans les gammes radio[25], ultraviolette[31] et optique[18]. Voyager 2 a observé les anneaux sous diverses perspectives par rapport au Soleil, donnant des images en lumière diffusée en arrière, sur le côté et en avant[11]. Lanalyse de ces images a permis la détermination complète de la brillance en fonction de la phase et des albédos[n 2] géométrique et de Bond des particules des anneaux[17]. Deux anneaux, ε et η, ont été résolus sur les images, révélant une structure fine et compliquée. Lanalyse des images de Voyager 2 a aussi permis la découverte de dix lunes internes, dont les deux bergers de lanneau ε, Cordélia et Ophélie[11]. Le télescope Hubble, par une observation depuis l'espace, a finalement porté le nombre des anneaux d'Uranus à treize par la découverte des anneaux μ et ν en 2005.

Propriétés

Le tableau suivant rassemble les propriétés connues du système danneaux planétaires dUranus :

Nom Rayon (km) Largeur
(km)
EE
(km)
[n 3]
Épaisseur
optique
normale
(ÉON)[n 3]
Épaisseur
(m)
Excen-
tricité
Incli-
naison
(°)
Notes
ζc 32 000
37 850
3 500 0,6 10−4 [n 4] ? ? ? Extérieur intérieur de ζ
1986U2R 37 000
39 500[2]
2 500[2] ? 10−3 [11] ? ? ? Annneau ténu de poussière
ζ 37 850
41 350[2]
3 500[2] 1[2] 10−3 [n 4] ? ? ?
6 41 837[10] 1,62,2[24] 0,41[24] 0,180,25[n 4] ? 1×10-3 [23],[32] 0,062[23],[32]
5 42 234[10] 1,94,9[24] 0,91[24] 0,180,48[n 4] ? 1,90×10-3 [23],[32] 0,054[23],[32]
4 42 570[10] 2,44,4[24] 0,71[24] 0,160,30[n 4] ? 1,1×10-3 [23],[32] 0,032[23],[32]
α 44 718[10] 4,810[24] 3,39[24] 0,30,7[n 4] ? 0,8×10-3 [23],[32] 0,015[23],[32]
β 45 661[10] 6,111,4[24] 2,14[24] 0,200,35[n 4] ? 0,4×10-3 [23],[32] 0,005[23],[32]
η 47 175[10] 1,92,7[24] 0,42[24] 0,160,25[n 4] ? 0[23],[32] 0,001[23],[32]
ηc 47 176 40 0,85 2×10-2 [n 4] ? 0[23],[32] 0,001[23],[32] Extérieur large de η
γ 47 627[10] 3,64,7[24] 3,3[24] 0,70,9[n 4] 150?[18] 0,1×10-3 [23],[32] 0,002[23],[32]
δc 48 300 1012 0,3 3×10-2 [n 4] ? 0[23],[32] 0,001[23],[32] Extérieur large de δ
δ 48 300[10] 4,16,1[24] 2,2[24] 0,30,6[n 4] ? 0[23],[32] 0,001[23],[32]
λ 50 023[10] 12[31] 0,2[2] 0,10,2[n 4] ? 0? 0?
ε 51 149[10] 19,796,4[24] 47[24] 0,52,5[n 4] 150?[18] 7,9×10-3 [23],[32] 0[23],[32] Bergers : Cordélia et Ophélie
ν 66 100
69 900[13]
3 800[13] 0,012[22] 5,4×10-6 [13] ? ? ? Entre Portia et Rosalinde. Brillance et ÉON maximale à 67 300 km
μ 86 000
103 000[13]
17 000[13] 0,14[22] 8,5×10-6 [13] ? ? ? Brillance et ÉON maximale à 97 700 km

À titre de comparaison, le rayon d'Uranus est d'environ 26 000 km.

Notes et références

Notes

  1. a et b La lumière diffusée vers lavant est la lumière diffusée à petit angle par rapport à la lumière incidente (ici du Soleil). Elle correspond ici à un alignement approximatif Soleil - Uranus - observateur (ici Voyager 2). Inversement, la lumière diffusée vers l'arrière est celle qui repart pratiquement en sens inverse et correspond à un alignement Soleil - observateur - Uranus.
  2. a et b La différence entre les deux définitions de lalbédo réside dans la prise en compte différente de la distribution angulaire de lénergie diffusée : lalbédo géométrique suppose la loi de Lambert valide, tandis que lalbédo de Bond prend en compte la moyenne réelle sur toutes les directions. Le fait que lalbédo de Bond soit inférieur à lalbédo géométrique traduit le fait que la lumière est renvoyée préférentiellement perpendiculairement à la surface.
  3. a, b, c et d L'épaisseur optique normale τ dun anneau est le rapport de la surface projetée totale de toutes les particules dune partie de lanneau à celle de cette partie. Elle peut varier de 0 (transparence totale) à linfini (opacité totale). Un faisceau lumineux passant perpendiculairement à lanneau sera atténué par un facteur eτ. L'épaisseur équivalente dun anneau est défini comme lintégrale radiale \scriptscriptstyle EE\,=\,\int \tau(r)\, dr de l'épaisseur optique normale
  4. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k, l, m et n Calculé à partir d'autres données directement mesurées.

Références

  1. (en) BBC News, « Uranus rings 'were seen in 1700s », avril 2007. Consulté le 19 mai 2010
  2. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k, l, m, n, o, p et q (en) Imke de Pater, Seran G. Gibbard et H. B. Hammel, « Evolution of the dusty rings of Uranus », dans Icarus, vol. 180, 2006, p. 186200 [résumé, lien DOI (pages consultées le 15 juin 2010)] 
  3. (en) Royal Astronomical Society, « Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century ? » sur Physorg.com, avril 2007. Consulté le 19 mai 2010
  4. Larousse du Ciel, 2005, p. 395
  5. a et b (en) J.L. Elliot, E. Dunham, D. Mink, « The Occultation of SAO15 86687 by the Uranian Satellite Belt », International Astronomical Union, Circular No. 3051, vol. 83, 1977. Consulté le 8 juin.
  6. (en) J.L. Elliot, E. Dunham et D. Mink, « The rings of Uranus », dans Nature, vol. 267, mai 1977, p. 328330 [résumé, lien DOI (pages consultées le 8 juin 2010)] 
  7. a et b Système solaire et planètes, 2009, p. 87
  8. (en) P. D. Nicholson, S.E. Persson, K. Matthews, P. Goldreich et G. Neugebauer, « The Rings of Uranus: Results from 10 April 1978 Occultations », dans Astron. J., vol. 83, 1978, p. 12401248 [texte intégral, lien DOI (pages consultées le 8 juin)] 
  9. (en) R.L. Millis et L.H. Wasserman, « The Occultation of BD15 3969 by the Rings of Uranus », dans Astron. J., vol. 83, 1978, p. 993998 [texte intégral, lien DOI (pages consultées le 8 juin)] 
  10. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k, l, m, n, o, p, q, r, s, t et u (en) Larry W. Esposito, « Planetary rings », dans Rep. Prog. Phys., vol. 65, 2002, p. 17411783 [résumé, lien DOI (pages consultées le 15 juin 2010)] 
  11. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k, l, m, n, o, p, q, r, s, t, u et v (en) B.A. Smith et L.A. Soderblom et al., « Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results », dans Science, vol. 233, 1986, p. 97102 [résumé, lien PMID, lien DOI (pages consultées le 15 juin 2010)] 
  12. Les planètes géantes, 1996, p. 122
  13. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k, l, m, n, o et p (en) Mark R. Showalter et Jack J. Lissauer, « The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics », dans Science, vol. 311, 2006, p. 973977 [lien PMID, lien DOI (pages consultées le 15 juin 2010)] 
  14. a, b et c (en) NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus sur hubblesite.org, 2005. Consulté le 8 juin 2010
  15. a, b, c, d, e, f, g et h (en) Joseph A. Burns, Douglas P. Hamilton, Mark R. Showalter, « Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics », dans E. Grun, B. A. S. Gustafson, S. T. Dermott, H. Fechtig, Interplanetary Dust, Berlin, Springer, 2001, [PDF] [lire en ligne], p. 641725 
  16. a et b (en) Mark R. Showalter, J. J. Lissauer, R. G. French, D. P. Hamilton, P. D. Nicholson et I. de Pater., « The Outer Dust Rings of Uranus in the Hubble Space Telescope », American Astronomical Society, mai 2008. Consulté le 12 juin 2010
  17. a, b, c, d, e, f, g, h, i et j (en) Maureen E. Ockert, Jeffrey N. Cuzzi, Carolyn C. Porco et Torrence V. Johnson, « Uranian ring photometry: Results from Voyager 2 », dans J. Geophys. Res., vol. 92, 1987, p. 14 96914 978 [résumé (page consultée le 15 juin 2010)] 
  18. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k, l et m (en) A. L. Lane, R. A. West, R. M. Nelson, B. D. Wallis, B. J. Buratti, L. J. Horn, C. W. Hord, L. W. Esposito, K. E. Simmons et A. L. Graps, « Photometry from Voyager 2: Initial results from the uranian atmosphere, satellites and rings », dans Science, vol. 233, no 4759, 1986, p. 6569 [résumé, lien PMID, lien DOI (pages consultées le 9 juin 2010)] 
  19. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k et l (en) Imke de Pater, H. B. Hammel, Mark R. Showalter et Marcos A. Van Dam, « The Dark Side of the Rings of Uranus », dans Science, vol. 317, no 5846, 2007, p. 18881890 [résumé, lien PMID, lien DOI (pages consultées le 9 juin 2010)] 
  20. a et b (en) Erich Karkoshka, « Rings and Satellites of Uranus : Colorful and Not So Dark », dans Icarus, vol. 125, 1997, p. 348363 [résumé, lien DOI (pages consultées le 9 juin 2010)] 
  21. a, b, c et d (en) Kevin H. Baines, Padmavati A. Yanamandra-Fisher, Larry A. Lebofsky, Thomas W. Momary, William Golisch, Charles Kaminski et Walter J. Wild, « Near-Infrared Absolute Photometric Imaging of the Uranian System », dans Icarus, vol. 132, 1998, p. 266284 [résumé, lien DOI (pages consultées le 9 juin 2010)] 
  22. a, b, c, d, e et f (en) Imke dePater, Heidi B. Hammel, Seran G. Gibbard et Mark R. Showalter, « New Dust Belts of Uranus: One Ring, Two Ring, Red Ring, Blue Ring », dans Science, vol. 312, no 5770, 2006, p. 9294 [résumé, lien PMID, lien DOI (pages consultées le 12 juin 2010)] 
  23. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k, l, m, n, o, p, q, r, s, t, u, v, w, x, y, z, aa, ab, ac et ad (en) E.C. Stone et E.D. Miner, « Voyager 2 encounter with the uranian system », dans Science, vol. 233, 1986, p. 3943 (ISSN 0036-8075) [résumé, lien PMID, lien DOI (pages consultées le 9 juin 2010)] 
  24. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k, l, m, n, o, p, q, r, s, t, u, v, w, x, y, z, aa, ab, ac, ad, ae et af (en) Erich Karkoshka, « Photometric Modeling of the Epsilon Ring of Uranus and Its Spacing of Particles », dans Icarus, vol. 151, 2001, p. 7883 [résumé, lien DOI (pages consultées le 9 juin 2010)] 
  25. a, b et c (en) G. L. Tyler, V. R. Eshleman, D. P. Hinson, E. A. Marouf, R. A. Simpson, D. N. Sweetnam, J. D. Anderson, J. K. Campbell, G. S. Levy et G. F. Lindal, « Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites », dans Science, vol. 233, no 4759, 1986, p. 7984 [résumé, lien PMID, lien DOI (pages consultées le 10 juin 2010)] 
  26. a, b et c Dernière nouvelles des planètes, 2009, p. 237
  27. a, b, c, d, e, f et g (en) L.W. Esposito et Joshua E. Colwell, « Creation of The Uranus Rings and Dust bands », dans Nature, vol. 339, 1989, p. 605607 [résumé, lien DOI (pages consultées le 12 juin 2010)] 
  28. a et b Dernière nouvelles des planètes, 2009, p. 238
  29. (en) L. J. Horn, A. L. Lane, P. A. Yanamandra-Fisher et L. W. Esposito, « Physical properties of Uranian delta ring from a possible density wave », dans Icarus, vol. 76, 1988, p. 485492 [résumé, lien DOI (pages consultées le 10 juin 2010)] 
  30. a, b et c (en) Carolyn C. Porco et Peter Goldreich, « Shepherding of the Uranian rings I: Kinematics », dans Astron. J., vol. 93, 1987, p. 724778 [texte intégral, lien DOI (pages consultées le 10 juin 2010)] 
  31. a, b, c, d et e (en) J.B. Holberg, P. D. Nicholson, R.G. French et J.L. Elliot, « Stellar Occultation probes of the Uranian Rings at 0.1 and 2.2 μm: A comparison of Voyager UVS and Earth based results », dans Astron. J., vol. 94, 1987, p. 178188 [texte intégral, lien DOI (pages consultées le 10 juin 2010)] 
  32. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k, l, m, n, o, p, q, r, s, t, u, v et w (en) R. G. French, J. L. Elliot, L. M. French et J. A. Kangas et al., « Uranian Ring Orbits from Earth-based and Voyager Occultation Observations », dans Icarus, vol. 73, 1988, p. 349478 [résumé, lien DOI (pages consultées le 15 juin 2010)] 
  33. (en) S. G. Gibbard, I. de Pater et H. B. Hammel, « Near-infrared adaptive optics imaging of the satellites and individual rings of Uranus », dans Icarus, vol. 174, 2005, p. 253262 [résumé, lien DOI (pages consultées le 10 juin 2010)] 
  34. (en) Eugene I. Chiang et Christopher J. Culter, « Three-Dimensional Dynamics of Narrow Planetary Rings », dans Astron. J., vol. 599, 2003, p. 675685 [texte intégral, lien DOI (pages consultées le 10 juin 2010)] 
  35. (en) Stephen Battersby, « Blue ring of Uranus linked to sparkling ice », NewScientistSpace, 2006. Consulté le 12 juin 2010
  36. (en) Robert Sanders, « Blue ring discovered around Uranus », UC Berkeley News, avril 2006. Consulté le 12 juin 2010
  37. (en) Peter Goldreich et Scott Tremaine, « Towards a theory for the uranian rings », dans Nature, vol. 277, 1979, p. 9799 [résumé, lien DOI (pages consultées le 12 juin 2010)] 

Pour approfondir

Bibliographie

  • Charles Frankel, Dernières nouvelles des planètes, Seuil, coll. « Science ouverte », 2009 (ISBN 978-2-02-096549-1) 
  • Anny-Chantal Levasseur-Regourd, André Brahic, Thérèse Encrenaz, François Forget, Marc Ollivier et Sylvie Vauclair, Système solaire et planètes, Ellipses, 2009 (ISBN 978-2-7298-4084-6) 
  • Thérèse Encrenaz, Larousse du Ciel  : Comprendre l'astronomie du 21e siècle, Larousse, coll. « Regards sur la science », 2005 (ISBN 2-03-560434-6) 
  • Thérèse Encrenaz, Les Planètes géantes, Belin, coll. « Regards sur la science », 1996 (ISBN 2-7011-2186-8) 

Articles connexes

Liens externes

  • (en) Uranian Ring System : diverses données sur le système dUranus.
  • [vidéo] (en) Animation du système dUranus, de ses lunes proches et de ses anneaux. Au début, le schéma est de plus en plus accéléré (voir la date qui s'affiche dans le coin en haut à droite), avec un agrandissement croissant, jusqu'à ce que lanneau ε remplisse la figure. La luminosité nest pas uniforme. La vitesse ralentit. Puis, à basse vitesse, une carte apparaît sur Uranus, qui est déformée par les vents dominants. Le schéma, l'on peine à voir séparément les anneaux intérieurs à ε, y fait apparaître des points repères pour montrer la différence des vitesses de rotation. Enfin, l'animation s'achève par une décroissance de l'échelle, qui ne laisse plus guère apparaître que les lunes externes. Cette animation est adaptée dune série de photos prises par le télescope spatial Hubble. Voir un exemplaire de la série à grande échelle (choisir le débit de la ligne en bas à droite).
  • (en) Uranus, a World of Surprises sur le site du Space Telescope Science Institute (diaporama avec vues fixes et animations)
Cet article est reconnu comme « article de qualité » depuis sa version du 25 avril 2011 (comparer avec la version actuelle).
Pour toute information complémentaire, consulter sa page de discussion et le vote layant promu.


Wikimedia Foundation. 2010.

Contenu soumis à la licence CC-BY-SA. Source : Article Anneaux d'Uranus de Wikipédia en français (auteurs)

Игры ⚽ Нужно решить контрольную?

Regardez d'autres dictionnaires:

  • Uranus (planete) — Uranus (planète) Pour les articles homonymes, voir Uranus. Uranus …   Wikipédia en Français

  • Anneaux De Jupiter — Schéma du système d anneaux de Jupiter montrant les quatre éléments principaux …   Wikipédia en Français

  • Anneaux de jupiter — Schéma du système d anneaux de Jupiter montrant les quatre éléments principaux …   Wikipédia en Français

  • Anneaux De Saturne — Le système complet des anneaux de Saturne, photographié par la sonde Cassini alors que la planète eclipsait le Soleil, le 15 septembre 2006 (luminosité exagérée sur cette image. Les anneaux de Saturne sont un des phénomènes les plus remarquables… …   Wikipédia en Français

  • Anneaux de saturne — Le système complet des anneaux de Saturne, photographié par la sonde Cassini alors que la planète eclipsait le Soleil, le 15 septembre 2006 (luminosité exagérée sur cette image. Les anneaux de Saturne sont un des phénomènes les plus remarquables… …   Wikipédia en Français

  • Anneaux De Neptune — Neptune possède cinq anneaux planétaires dont l existence est confirmée. Sommaire 1 Caractéristiques 2 Liste 3 Voir aussi 3.1 Liens internes …   Wikipédia en Français

  • Anneaux de neptune — Neptune possède cinq anneaux planétaires dont l existence est confirmée. Sommaire 1 Caractéristiques 2 Liste 3 Voir aussi 3.1 Liens internes …   Wikipédia en Français

  • Uranus (planète) — Pour les articles homonymes, voir Uranus. Uranus …   Wikipédia en Français

  • Anneaux de Neptune — Agencement du système d anneaux et de lunes de Neptune. Les lignes pleines indiquent les anneaux ; les lignes pointillées indiquent les orbites des lunes. Les anneaux de Neptune se composent principalement de cinq anneaux découverts en 1989… …   Wikipédia en Français

  • Uranus orbiter and probe — La mission « Uranus orbiter and probe » (que l on pourrait traduire en Français par « sonde et orbiteur pour Uranus ») consiste en l exploration de la planète Uranus, de son atmosphère, de ses anneaux, de ses lunes. Cette… …   Wikipédia en Français

Share the article and excerpts

Direct link
https://fr-academic.com/dic.nsf/frwiki/110050 Do a right-click on the link above
and select “Copy Link”