Avant l’ère spatiale, deux satellites seulement étaient connus: Triton et Néréide. Par ailleurs, en observant des occultations d’étoiles par Neptune à partir d’observatoires différents, des chercheurs français et américains avaient, dès 1984 et 1985, simultanément détecté au moins deux «arcs» de matière autour de la planète.
Mais l’essentiel de nos connaissances sur Neptune, son environnement, ses satellites et ses anneaux proviennent des observations effectuées par la sonde Voyager-2 en 1989. Initialement conçue pour explorer Jupiter et Saturne, cette sonde avait été améliorée et réparée à distance afin d’aller étudier Uranus et Neptune. La découverte du monde de Neptune s’avérait toutefois très délicate pour deux raisons: les anneaux ainsi que les satellites sont intrinsèquement très sombres, et l’intensité du rayonnement solaire est neuf cents fois plus faible au niveau de l’orbite neptunienne que près de la Terre. Il n’était donc pas a priori évident de prendre des images à partir d’une sonde qui, de surcroît, devait survoler le système de Neptune, les 25 et 26 août, à plus de 27 kilomètres par seconde. Les ingénieurs ont cependant réussi à programmer les mouvements de Voyager-2 de manière à compenser l’effet de bougé pendant les prises de vue. En quelques jours, la sonde a recueilli plusieurs milliers d’images et de spectres ainsi que des millions de mesures radio, magnétiques, de flux de particules, etc. Elle a mis en évidence six nouveaux satellites, un système d’anneaux complets et a révélé la complexité de l’atmosphère neptunienne, beaucoup plus animée qu’il n’était prévu pour un corps aussi froid. La plus grande surprise a certainement été provoquée par les images de Triton, qui ont montré un satellite à l’histoire géologique complexe et présentant encore des traces d’activité.
L’existence de vents violents, la persistance de grandes structures ovales, sortes d’immenses tourbillons, ainsi que la grande variabilité de marques plus petites étaient totalement inattendues pour une atmosphère qui reçoit du Soleil vingt fois moins d’énergie que Jupiter, ou encore trois cent cinquante fois moins d’énergie que la Terre. Les grandes structures proches de l’équateur se déplacent à une vitesse de 325 mètres par seconde par rapport à l’intérieur de Neptune tandis que de petites structures se meuvent deux fois plus vite. Avec Saturne, Neptune est la planète qui connaît les vents les plus rapides du système solaire. Comme dans le cas d’Uranus et contrairement à Jupiter et à Saturne, l’atmosphère de Neptune tourne moins vite dans les zones équatoriales qu’aux latitudes élevées. La haute atmosphère présente des nuages blancs et brillants de glace de méthane au sein d’une atmosphère très claire qui surplombe une couche nuageuse contenant des glaces d’ammoniac et de sulfure d’hydrogène. Pendant les six mois d’approche de la sonde, de nombreuses structures nuageuses apparurent et disparurent en quelques heures. Toutefois, trois d’entre elles sont restées stables: la Grande Tache sombre, la Petite Tache sombre et une troisième tache plus claire surnommée le Scooter.
Les métamorphoses extrêmement rapides des nuages brillants (parfois en moins de 40 minutes) ont beaucoup intrigué les astronomes; certains ont imaginé qu’ils seraient en fait le sommet de cellules de convection verticales; en montant, le gaz se condenserait en cristaux solides dans les zones froides de l’atmosphère. D’autres pensent qu’ils correspondent aux crêtes d’ondes atmosphériques; ces crêtes seraient assez élevées et froides pour que le méthane se solidifie.
L’envoi par Voyager-2 d’ondes radio à travers l’atmosphère a permis de sonder cette dernière et de compléter les observations effectuées dans le visible, l’ultraviolet et l’infrarouge.
Comme Uranus, Neptune possède une atmosphère réductrice, riche en hydrogène (contrairement à la Terre, qui possède une atmosphère oxydante, riche en oxygène); elle contient environ 25 p. 100 d’hélium et au moins 1 p. 100 de méthane. La couleur bleue de cette planète est en grande partie due à l’absorption de la lumière rouge par le méthane. Dans la haute atmosphère, à une pression de l’ordre de quelques hectopascals, les molécules de méthane (CH4), dissociées par le rayonnement solaire, se recombinent pour former des hydrocarbures tels que l’éthane (C2H4) et l’acétylène (C2H2), qui ont été détectés par Voyager-2. Plus bas, à un niveau de l’ordre de 1 300 hectopascals, le méthane se condense en cristaux de glace. Encore plus bas, à 3 000 hectopascals, la présence d’une couche opaque de sulfure d’hydrogène (H2S) est suspectée. Il n’est pas impossible que de l’ammoniac (NH3) soit aussi présent à ce niveau. Les détecteurs infrarouges de Voyager-2 ont mesuré une température moyenne de – 214 0C (59 K). Les régions équatoriales et polaires ont approximativement la même température; les zones intermédiaires sont plus froides de quelques degrés. Là où l’éclairement du Soleil est maximal actuellement, c’est-à-dire à ces latitudes intermédiaires, le gaz monte et se refroidit, comme sur Uranus. Vers l’équateur et les pôles, il redescend, est compressé et réchauffé. Quand on fait le bilan de l’énergie renvoyée par Neptune dans l’espace, on constate que la planète émet 2,7 fois plus d’énergie qu’elle n’en reçoit du Soleil. L’origine de ce surplus d’énergie n’est pas encore élucidée.
Huit jours avant le survol de Neptune, Voyager-2 a détecté à intervalles réguliers des «bouffées» d’ondes radio, premières manifestations du champ magnétique de la planète. Comme celui-ci est engendré par des courants électriques se déplaçant à grande profondeur, les scientifiques en ont déduit une période de rotation interne égale à l’intervalle entre deux bouffées (16 h 7 min). Neptune est légèrement aplati du fait de sa rotation. Mesuré à un niveau de pression de 1 000 hectopascals (la pression au niveau de la mer sur Terre), le rayon polaire est légèrement inférieur au rayon équatorial: 24 340 et 24 764 kilomètres, respectivement.
Neptune possède une magnétosphère. L’axe du dipôle magnétique est incliné de 47 degrés par rapport à l’axe de rotation; de plus, il est décalé: la source du champ magnétique n’est pas localisée dans le noyau, mais à mi-chemin entre le centre et l’extérieur de la planète. Quand Voyager-2 a survolé Neptune, le pôle magnétique pointait à moins de 20 degrés de la direction du Soleil, et la sonde a pénétré dans la magnétosphère de Neptune par le cornet polaire, là où les particules du vent solaire peuvent s’enfoncer profondément avant d’être repoussées. C’était la première fois, à l’exception de la Terre, qu’une telle région polaire magnétique était explorée par une sonde spatiale. Ces observations sont très importantes pour mieux connaître les magnétosphères des planètes. Celle de Neptune est la plus «vide» du système solaire: le long de l’équateur magnétique, là où les particules chargées sont le plus concentrées, Voyager-2 n’a trouvé que 1,4 proton ou particule plus lourde par centimètre cube, soit trois fois moins qu’autour d’Uranus et trois mille fois moins qu’autour de Jupiter.
L’instrument ultraviolet a détecté une aurore (beaucoup plus faible que celles qui ont été observées autour des autres planètes géantes) et une légère luminescence diffuse du côté nuit de Neptune.

Comme les autres planètes géantes, Neptune possède des anneaux, mais ceux-ci sont très particuliers: ils présentent en effet des arcs de matière. La découverte de ces arcs depuis la Terre grâce à l’observation d’occultations d’étoiles en 1984 et 1985 a conduit à modifier le programme de Voyager-2 afin de mieux étudier l’environnement de Neptune. La sonde a ainsi révélé que la planète était entourée d’un système complet d’anneaux ténus sertis d’arcs brillants .
Les astronomes se sont longtemps demandé pourquoi Saturne semblait être la seule planète entourée d’anneaux. La mise en évidence, en une décennie, d’anneaux autour de Jupiter, d’Uranus et de Neptune a montré que ce phénomène était naturel autour des planètes géantes. Cependant, ces quatre systèmes d’anneaux sont bien différents les uns des autres: qu’il s’agisse d’anneaux, de satellites ou de planètes, le système solaire présente une stupéfiante diversité d’aspects!
L’histoire de la découverte des arcs de Neptune mérite d’être contée. Certains astronomes ont longtemps pensé que des anneaux ne pouvaient pas exister autour de cette planète du fait des perturbations gravitationnelles qui sont engendrées par les deux satellites irréguliers Triton et Néréide. Toutefois, la présence de ces satellites «anormaux» semblait au moins indiquer que l’environnement de Neptune était inhabituel. Mais il était hors de question de discerner et de photographier depuis la Terre d’éventuels anneaux, tout matériau sombre situé au voisinage immédiat d’une planète étant noyé dans la lumière de celle-ci diffusée par un télescope. Seule l’observation d’occultations d’étoiles permet de détecter ce matériau depuis le sol: lorsqu’une planète passe entre une étoile et la Terre, le rayonnement stellaire est réfracté puis absorbé par la haute atmosphère de la planète. La variation de l’indice de réfraction permet ainsi de mesurer la température de l’atmosphère à différentes profondeurs. De plus, si la planète possède des anneaux, le rayonnement lumineux de l’étoile s’affaiblit juste avant et juste après l’occultation par la planète, lorsqu’il est masqué par de la matière. C’est ainsi que les anneaux d’Uranus ont été mis en évidence. Dans le cas de Neptune, ce type d’observation est plus délicat car cette planète, plus éloignée de la Terre qu’Uranus, balaie lentement sur la voûte céleste une surface deux fois plus petite qu’Uranus. Les occultations stellaires par Neptune sont donc plus rares. Par ailleurs, les anneaux d’Uranus sont actuellement vus presque de face, tandis que ceux de Neptune sont vus pratiquement par la tranche. Toutefois, grâce à son atmosphère riche en méthane, Neptune (comme Uranus) est très sombre dans l’infrarouge, à 2,2 micromètres de longueur d’onde, et ne «pollue» pas beaucoup le signal de l’étoile qui disparaît derrière les anneaux. L’occultation d’une étoile, même peu lumineuse, peut donc être facilement observée à cette longueur d’onde. À titre d’exemple, une étoile typique cent fois moins lumineuse que Neptune dans le domaine bleu du spectre est cent fois plus lumineuse à 2,2 micromètres. Dans le premier cas, un affaiblissement de la lumière de l’étoile est quasi imperceptible; dans le second cas, il est détectable. Mais tout affaiblissement ne correspond pas forcément à la présence d’anneaux: des variations rapides de l’absorption de l’atmosphère terrestre (présence de turbulences, de vents, etc.), des erreurs de guidage du télescope, de brèves fluctuations de l’alimentation électrique ou encore le passage de nuages, d’oiseaux ou d’avions ont le même effet. On peut cependant repérer ces interruptions parasites car elles se produisent à toutes les longueurs d’onde et ne sont observées, à un moment donné, que par un seul télescope. Il est donc nécessaire d’observer une occultation à différentes longueurs d’onde avec plusieurs télescopes. Par ailleurs, l’étoile pouvant être considérée à l’infini, l’espacement entre deux télescopes correspond à un espacement identique au niveau de Neptune. À chaque télescope correspond un trajet apparent différent de l’étoile par rapport à la planète. Plusieurs observations permettent donc de balayer l’environnement de la planète. Jusqu’à une époque récente, on considérait qu’un anneau était détecté s’il existait deux interruptions de signal correspondant aux deux intersections du trajet apparent de l’étoile et de l’anneau de chaque côté de la planète. On considère maintenant que toute détection, même unique, est significative si elle a été perçue par au moins deux télescopes, cela afin d’éliminer les parasites.
Une occultation stellaire par Neptune est observée pour la première fois le 7 avril 1968, depuis l’Australie. Dix ans plus tard, après la découverte des anneaux d’Uranus, certains astronomes prétendent avoir vu l’étoile s’«éteindre» juste avant l’occultation par la planète. Malheureusement, ce fait n’avait pas été signalé à l’époque de l’occultation et les données originales n’ont jamais été retrouvées.
La première campagne d’observation systématique des parages de Neptune débute le 10 mai 1981. Le 24 mai, deux observateurs proclament avoir détecté une occultation secondaire avec deux télescopes distants de 6 kilomètres en Arizona. On réalisera plus tard que, par un hasard étonnant, ils ont en fait observé l’occultation de l’étoile par le satellite de Neptune Larissa (1989 N2). La plus importante campagne d’observation est organisée le 15 juin 1983 dans tout le bassin du Pacifique. Mais, d’Hawaii à l’Australie, de la Chine à la Californie, personne n’observe la moindre occultation secondaire. Après cet échec, seuls quelques astronomes décident de continuer leur recherche.
Deux équipes observent l’occultation du 22 juillet 1984: une équipe française animée par André Brahic et Bruno Sicardy, à l’Observatoire européen austral, avec deux télescopes, et une équipe américaine animée par William B. Hubbard, 100 kilomètres plus au sud dans la cordillère des Andes, au Cerro Tololo Inter-American Observatory. Elles détectent toutes deux une diminution du signal de l’étoile de 35 p. 100 environ pendant 1,2 seconde, enregistrée avec 0,1 seconde d’écart entre les télescopes des deux sites. Cette occultation correspond à un objet de l’ordre de 10 kilomètres de largeur et d’au moins 100 kilomètres de longueur, situé à moins de trois rayons neptuniens du centre de la planète, dans son plan équatorial; mais il ne peut s’agir d’un anneau continu, car l’étoile n’a pas été occultée de l’autre côté de Neptune. Le même type d’observation est effectué un an plus tard, le 20 août 1985, par les mêmes astronomes. À l’observatoire Canada-France-Hawaii, André Brahic et Bruno Sicardy observent une occultation secondaire, confirmée par un autre télescope voisin appartenant à la N.A.S.A. Mais, dans la cordillère des Andes, William B. Hubbard ne perçoit aucune occultation secondaire. Cette interruption de signal d’un seul côté de la planète conduit les astronomes à conclure que l’anneau de Neptune est fragmenté et qu’un ou des «arcs» de matière gravitent autour de la planète.
Un peu auparavant, le 7 juin 1985, l’étoile occultée était en fait double et les observateurs avaient détecté une occultation secondaire (et non deux!) sans pouvoir dire laquelle des deux étoiles avait été occultée.
Entre 1981 et 1989, près d’une centaine d’occultations stellaires par Neptune ont été observées. Sept d’entre elles ont montré la présence de matériau autour de Neptune. Pour éviter une collision éventuelle entre Voyager-2 et ce matériau, le Jet Propulsion Laboratory décide d’augmenter légèrement la distance de survol de Neptune par Voyager-2. Et les images prises par la sonde du 11 au 26 août 1989 mettent en évidence les anneaux de Neptune! Cette découverte constitue une magnifique illustration de ce que peut apporter une collaboration entre des observatoires et des chercheurs de toute nationalité; elle souligne de plus la complémentarité des recherches spatiales et des observations depuis le sol.
Au moins quatre anneaux ténus entourent Neptune. Le plus externe contient trois arcs de matière plus dense s’étendant en longitude sur 4 degrés, 4 degrés et 10 degrés; ce sont eux qui sont responsables des occultations secondaires observées depuis la Terre. Les noms L, E et F ont alors été proposés pour ces arcs (pour Liberté, Égalité et Fraternité en cette année du bicentenaire de la Révolution française). Les anneaux sont si ténus qu’ils ne peuvent être observés depuis la Terre; les caméras de la sonde n’ont pu en obtenir des images que grâce aux poses les plus longues tentées au cours de cette mission (jusqu’à 600 s, sans effet de bougé, au lieu d’une fraction de seconde pour les observations des systèmes de Jupiter et de Saturne).
Il reste à comprendre comment le matériau autour de Neptune est confiné non seulement radialement (comme les anneaux minces de Saturne et d’Uranus), mais aussi azimutalement dans les arcs, qui semblent stables. L’explication réside probablement dans l’interaction de satellites proches avec ces arcs. Les satellites connus à ce jour ne suffisent cependant pas pour expliquer cette stabilité, mais les théoriciens étudient d’autres hypothèses.
Il est nécessaire de poursuivre l’observation d’occultations stellaires depuis la Terre pour surveiller l’évolution des arcs... et, avec un peu de patience, on verra se former un magnifique anneau supplémentaire, quand Triton se brisera en une multitude de petits cailloux en pénétrant dans la limite de Roche de Neptune, dans un peu moins de 100 millions d’années!

Avant le survol de Neptune par la sonde Voyager-2, seuls deux satellites, Triton et Néréide, étaient connus. Ils sont dits irréguliers car leurs orbites sont insolites: Triton a un mouvement rétrograde sur une orbite très inclinée par rapport au plan équatorial de Neptune, et Néréide gravite sur une orbite fortement excentrique. En 1989, les images prises par Voyager-2 ont révélé six nouveaux satellites qui forment un système régulier tournant dans le sens direct sur des orbites circulaires et peu inclinées (tabl. 7).
Triton a été découvert le 10 octobre 1846 par William Lassel, dix-sept jours seulement après la découverte de la planète elle-même. Avec un diamètre de 2 705 kilomètres, c’est l’un des plus gros satellites du système solaire. À cause des effets de marée avec Neptune (analogues à ceux qui existent entre la Terre et la Lune) et de son mouvement orbital rétrograde, Triton se rapproche inexorablement de la planète. Dans moins de 100 millions d’années, quand il ne sera plus qu’à 1 000 ou 2 000 kilomètres de Neptune, il pénétrera dans la limite de Roche de la planète et se brisera en fragments de quelques centaines de kilomètres qui subiront des collisions mutuelles: certains iront enrichir et embellir les anneaux, d’autres s’écraseront sur la planète.
Triton se présente comme un corps brillant dont la surface est géologiquement très jeune; il possède des cratères volcaniques relativement récents et une atmosphère d’azote, comme la Terre et Titan. La taille, la masse, l’atmosphère ténue et beaucoup d’autres caractéristiques de Triton rappellent fortement la seule planète qui n’a pas encore été visitée par une sonde, Pluton. Pour plusieurs décennies, Triton nous offrira probablement la meilleure «vision» de Pluton que nous puissions avoir!
L’orbite de Triton suggère que celui-ci a été capturé il y a bien longtemps par Neptune, par exemple en entrant en collision avec un satellite de Neptune qu’il a détruit au passage, ou en étant freiné par le nuage de gaz et de poussière qui entourait probablement la planète au moment de sa formation. Triton aurait ensuite gravité sur une orbite excentrique autour de Neptune. Les effets de marée auraient alors freiné son mouvement et rendu son orbite circulaire au bout de 1 milliard d’années environ. Dans ce processus d’échange d’énergie, Triton aurait été chauffé et différencié: les éléments les plus lourds seraient tombés au centre, formant un noyau rocheux, tandis que les constituants plus légers et plus volatils se seraient condensés dans le manteau et la croûte.
Les images transmises par Voyager-2 dans la nuit du 24 au 25 août 1989 ont révélé que Triton, le corps le plus froid du système solaire (– 235 0C, soit 38 K), est beaucoup plus actif qu’on ne le soupçonnait. De la taille de la Lune, Triton est loin d’être un astre mort: comme la Terre et Io, il possède des volcans actifs. Au moins quatre éruptions de type geyser (mais d’une échelle beaucoup plus grande que sur la Terre) ont été détectées sur les images prises par Voyager-2. Des colonnes de matériau sombre de quelques dizaines de mètres à 1 kilomètre de diamètre s’élèvent verticalement jusqu’à 8 kilomètres d’altitude, où elles forment des nuages sombres entraînés par les vents sur plus de 100 kilomètres. La cause de ces éruptions n’est pas encore comprise. Toutefois, leur localisation à proximité du point subsolaire suggère que la source d’énergie de ce phénomène est d’origine solaire. Un modèle fait intervenir un effet de serre sous la surface de Triton, en admettant que celle-ci a une conductivité très faible: juste sous la surface transparente, le Soleil chaufferait la glace d’azote qui, sublimée et comprimée, exploserait en entraînant des glaces et des particules sombres dans l’atmosphère. Une différence de température de 4 kelvins suffirait pour que le matériau soit éjecté à une altitude de 8 kilomètres. Chaque seconde, une dizaine de kilogrammes de poussière et quelques centaines de kilogrammes d’azote seraient ainsi projetés dans l’atmosphère. Une éruption pourrait durer au moins une année, par sublimation d’environ un dixième de kilomètre cube de glace. D’autres hypothèses ont été proposées: certains scientifiques font intervenir un chauffage d’origine interne pour expliquer la source d’énergie de ces geysers; d’autres se demandent si ces phénomènes ne seraient pas en fait purement atmosphériques, analogues aux «poussières du diable» (dust devil ) qui apparaissent sur la Terre sous des cieux clairs, là où des conditions d’instabilité conduisent à la formation de tourbillons spectaculaires: dans les zones désertiques terrestres, vers midi, quand la température du sol est supérieure à celle de l’air, des poussières peuvent en effet être entraînées par des tourbillons de vent. Cependant, il semble bien que les geysers de Triton soient de type éruptif. Ils sont toutefois fondamentalement différents de ceux qui ont été détectés sur Io.
La surface jeune et active de Triton, possédant peu de cratères d’impact, a été récemment soumise à des phases de fusion des glaces: de larges plaines et des caldeiras semblent en effet avoir été inondées par des «laves» d’eau, d’ammoniac et de méthane. La croûte de Triton contiendrait beaucoup de glace d’eau qui, à 38 kelvins, se comporte comme une roche dure.
Mesurée à partir des perturbations de la trajectoire de Voyager-2, la masse de Triton est de l’ordre de 1,3 Z 1023 kilogrammes; sa densité est de l’ordre de 2.
La pression atmosphérique à la surface est très faible, de l’ordre de 0,016 hectopascal, c’est-à-dire environ cent mille fois moins élevée qu’à la surface de la Terre. Triton posséderait une tropopause à une altitude de l’ordre de 25 à 50 kilomètres. Des molécules d’azote sont transportées du pôle Sud, actuellement éclairé par le Soleil, au pôle Nord, plongé dans l’obscurité.
Il a fallu attendre plus d’un siècle pour connaître le deuxième satellite de Neptune, Néréide, découvert en 1949 par Gerard P. Kuiper, et sur lequel on possède, encore aujourd’hui, peu d’informations car Voyager-2 est passé à 4,7 millions de kilomètres de celui-ci et n’a pu en fournir qu’une image à basse résolution.
Des six petits satellites découverts par la sonde, seuls Proteus et Despina ont pu être photographiés de manière à distinguer quelques détails de leur surface: ils semblent de forme irrégulière et couverts de cratères.
À l’exception de Triton, tous les satellites de Neptune possèdent une surface très sombre: Néréide ne renvoie dans l’espace que 14 p. 100 du rayonnement lumineux solaire, et les petits satellites environ 6 p. 100. Certains des satellites de Neptune, notamment les plus petits, pourraient représenter les fragments d’un satellite primitif de plus grande taille, brisé lors d’une collision.