Satellites naturels d'Uranus - Définition

Caractéristiques et groupes

Le système de satellites de la planète Uranus est moins massif que ceux des trois autres géantes gazeuses. La masse combinée de ses cinq satellites majeurs est inférieure à la moitié de celle de Triton, la septième plus grande lune du système solaire. Le rayon du plus grand satellite, Titania, est de 788,9 km, soit la moitié de celui de la Lune, mais légèrement plus élevé que la moitié de celui de Rhéa, la deuxième plus grande lune de Saturne ; Titania est le huitième plus grand satellite du système solaire. La masse d'Uranus est d'environ 10 000 fois celle de ses lunes.

Lunes intérieures

Schéma des lunes intérieures, de Miranda et des anneaux d'Uranus

À l'heure actuelle (2008), treize satellites intérieurs ont été détectés autour d'Uranus. Leur orbite est située à l'intérieur de celle de Miranda. Toutes les lunes intérieures sont fortement liées aux anneaux d'Uranus qui sont probablement issus de la fragmentation d'une ou plusieurs lunes intérieures. Les deux lunes les plus intérieures (Cordélia et Ophélie) sont des « bergers » pour l'anneau ε d'Uranus, tandis que la petite lune Mab est probablement la source de l'anneau µ, le plus extérieur.

Puck est de loin le plus grand satellite intérieur d'Uranus avec un diamètre de 162 km et le seul pour lequel les photos prises par Voyager 2 montre des détails. Puck et Mab sont les deux plus externes des satellites intérieurs d'Uranus. Toutes les lunes intérieures sont des objets sombres : leur albédo géométrique est inférieur à 10 %. Elles sont composées de glace d'eau contaminée par un matériau sombre qui est probablement issu de composés organiques ayant subi l'effet des radiations.

Les petites lunes intérieures se perturbent constamment les unes les autres. Le système est chaotique et apparemment instable. Des simulations montrent que les lunes pourraient se perturber suffisamment pour que leurs orbites se croisent, ce qui pourrait conduire à des collisions entre des lunes. Desdémone pourrait entrer en collision soit avec Cressida soit avec Juliette durant les 100 prochains millions d'années.

Satellites majeurs

Uranus a 5 satellites majeurs : Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Obéron. Leur diamètre va de 472 km pour Miranda à 1 578 km pour Titania. Toutes les grandes lunes sont des objets relativement sombres. Leur albédo géométrique est compris entre 30 et 50 %. Leur albédo de Bond est compris entre 10 et 23 %. Umbriel est la lune la plus sombre tandis qu'Ariel est la plus lumineuse. La masse des lunes est comprise entre 6,7×10¹⁹ kg (Miranda) et 3,5×10²¹ kg (Titania). À titre de comparaison, la masse de la Lune est 7,5×10²² kg. Les satellites majeurs d'Uranus se seraient formés dans le disque d'accrétion qui était présent autour d'Uranus durant quelques temps après sa formation ou résultait d'un gros impact dont Uranus fut victime au début de son histoire.

Les 5 satellites majeurs et sphériques d'Uranus avec des tailles et luminosités relatives correctes. De gauche à droite : Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Obéron.

Toutes les lunes majeures sont composées en quantité approximativement égales de roches et de glace, à l'exception de Miranda qui est composée principalement de glace. La glace pourrait contenir de l'ammoniac et du dioxyde de carbone. Leurs surfaces sont fortement cratérisées, bien que tous les satellites (sauf Umbriel) présentent des signes de resurfaçage endogène sous la forme de linéaments (canyons) et dans le cas de Miranda, de structures ovoïdes appelées couronnes. Des processus d'expansion associés à des diapirs sont probablement à l'origine des couronnes. La surface d'Ariel est la plus jeune car elle présente le moins de cratères d'impact tandis que la surface d'Umbriel serait la plus ancienne. Le réchauffement responsable de l'activité endogène passée d'Ariel et Titania serait dû à d'anciennes résonances orbitales 3:1 entre Miranda et Umbriel d'une part et 4:1 entre Ariel et Titania d'autre part. Une des preuves de telles résonances passées serait l'inclinaison orbitale élevée de Miranda (4,34°) qui est surprenante pour un corps si proche de la planète. Les plus grandes lunes uraniennes pourraient être différentiées en un noyau rocheux au centre et un manteau glacé. Titania et Obéron pourraient posséder une couche océanique liquide à la frontière entre le noyau et le manteau. Les satellites majeurs d'Uranus ne possèdent pas d'atmosphère notable. Par exemple, aucune atmosphère d'une pression supérieure ou égale à 10-20 nanobars n'a été détectée sur Titania.

Ensoleillement aux solstices uraniens

Vue d'artiste de la trajectoire du Soleil dans le ciel d'été d'un des satellites majeurs d'Uranus ; les satellites d'Uranus ont la même obliquité que la planète.
Note : sur ce montage, le paysage est celui de la Lune (terrestre)...

Le parcours quotidien du Soleil dans le ciel d'Uranus et de ses lunes au solstice d'été est relativement similaire à celui de la plupart des autres planètes du système solaire. Les satellites majeurs ont presque exactement la même obliquité qu'Uranus ; leur axe de rotation est parallèle à celui d'Uranus. Le Soleil trace un cercle dans le ciel autour du pôle céleste d'Uranus et est au plus près à environ 7° de celui-ci. À l'équateur, le Soleil apparait pratiquement au nord ou au sud selon le solstice considéré.
A partir des latitudes moyennes (plus hautes que 7°), le Soleil trace un cercle d'environ 15° de diamètre dans le ciel d'Uranus (ainsi que de ses satellites) au cours d'un jour local et ne se couche jamais, jusqu'à l'approche de l'équinoxe.

Le diagramme présente les orbites des satellites irréguliers d'Uranus connus à ce jour (2009). L'excentricité des orbites est représentée sur l'axe horizontal par les segments (de périhélie à aphélie) tandis que l'inclinaison est représentée sur l’axe vertical. Les satellites au-dessus de l’axe horizontal sont progrades, ceux au-dessous sont rétrogrades. Le demi-grand axe est exprimé en millions de km et en pourcentage du rayon de la sphère de Hill.
Le demi-grand axe de la sphère de Hill d'Uranus est approximativement de 73 millions de kilomètres.

Satellites irréguliers

En 2005, neuf satellites irréguliers sont connus autour d'Uranus. Leur orbite est 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. Contrairement aux satellites irréguliers de Jupiter, aucune corrélation n’a pas pu été trouvée entre les demi-grands axes et l’inclinaison. Cependant, les lunes rétrogrades peuvent être réparties en deux groupes selon leur excentricité orbitale. Le groupe interne inclut les satellites plus proches (a < 0.15 r_H) sur des orbites modérément excentriques (e~0.2) : Francisco, Caliban, Stephano et Trinculo. Le groupe externe (a > 0.15 r_H) comprend les satellites sur les orbites très excentriques (e~0.5) : Sycorax, Prospero, Setebos et Ferdinand.

Aucun satellite n'a une inclinaison comprise entre 60° et 140° en raison de l'instabilité de Kozai. Dans cette zone d'instabilité, les perturbations solaires à l'apoapse modifient les orbites des lunes ; elles acquièrent de grandes excentricités qui mènent à des collisions avec les satellites intérieurs ou à leur éjection. La durée de vie dans la zone d'instabilité est entre dix millions et un milliard d'années.

Margaret est le seul satellite irrégulier d'Uranus connu ayant une orbite prograde. C'est également le satellite du système solaire ayant l'orbite la plus excentrique, bien que la lune de Neptune Néréide ait une excentricité moyenne plus élevée. En 2008, l'excentricité de Margaret est de 0,7979.