Présentation:

Près de deux fois et demie plus petite et située deux fois plus loin du Soleil que Saturne, la planète Uranus a une magnitude de l’ordre de 6, ce qui est à la limite de la détection à l’œil nu. Un observateur expérimenté peut cependant l’apercevoir par une nuit claire; elle apparaît alors comme une étoile très faible. Inconnue des Anciens, pour lesquels Saturne marquait la limite du système solaire, Uranus n’a été découvert que le 13 mars 1781 par le musicien et astronome amateur William Herschel qui, observant par hasard la constellation des Gémeaux à l’aide d’un télescope de 16 centimètres d’ouverture, remarqua un objet qui n’était pas ponctuel comme une étoile. Il crut avoir découvert une nouvelle comète, mais le calcul de son orbite révéla vite que cet objet était en fait une planète gravitant sur une orbite circulaire à plus de 3 milliards de kilomètres du Soleil. Son mouvement apparent n’avait jamais été remarqué avant sa découverte, et pourtant Uranus a été porté plusieurs fois sur des cartes du ciel entre 1690 et 1780, ce qui a été très utile par la suite pour déterminer les paramètres de son orbite. Uranus est vu depuis la Terre sous un angle de 4 secondes. Uranus apparaît donc, même à l’aide de plus gros télescopes, comme un petit disque bleu verdâtre sur lequel on ne discerne aucun détail. En 1994, cependant le télescope spatial Hubble a obtenu des images détaillées du disque de Neptune, sur lesquelles on distingue les grands traits de son atmosphère.
D’un diamètre quatre fois plus grand que celui de la Terre, Uranus est quinze fois plus massif que notre planète. Plus petit que Jupiter et Saturne, mais plus dense, il est comparable à Neptune. Comme les autres planètes géantes, Uranus est composé à 99 p. 100 d’hydrogène et d’hélium. Comme Jupiter et Saturne, il possède un système complet de satellites réguliers. Comme Jupiter, Saturne et Neptune, il possède un système d’anneaux. Sa période de rotation est égale à 17 heures 14 minutes. Contrairement aux autres planètes, l’axe de rotation d’Uranus se trouve pratiquement dans son plan orbital; le plan équatorial d’Uranus ainsi que le plan orbital de ses satellites connus sont quasi perpendiculaires au plan de son orbite autour du Soleil.
Le 24 janvier 1986, Uranus était survolé par Voyager-2. Ce qui, depuis deux cent cinq ans, n’était qu’un petit point de lumière bleuâtre s’est révélé en quelques heures un monde particulièrement riche avec un environnement d’anneaux surprenants et de satellites beaucoup plus actifs que prévu, en particulier l’étonnant petit Miranda.
L’essentiel des caractéristiques connues du système d’Uranus provient de cette brève rencontre; il faut cependant faire remarquer la parfaite complémentarité des mesures effectuées depuis la Terre et par Voyager-2. Par exemple, l’étude des anneaux depuis notre planète par l’observation d’occultations stellaires a permis d’obtenir sur leur structure des résultats que n’a pu fournir la sonde. Inversement, les petites particules détectées par la sonde au sein des anneaux sont invisibles depuis la Terre.
Sept mille images du système uranien, dont deux mille au moment du passage au plus près, des milliers de spectres dans l’infrarouge et dans l’ultraviolet, des millions de mesures radio et magnétiques ont été transmis à la Terre.

Les images ont révélé la présence de nuages, de bandes parallèles à l’équateur et de couches de brume. En particulier, le pôle qui fait actuellement face au Soleil est couvert d’une calotte de brume. Le mouvement des nuages a permis de mesurer la période de rotation de l’atmosphère d’Uranus. L’atmosphère d’Uranus tourne en sens inverse des aiguilles d’une montre et plus rapidement que l’intérieur de la planète; les vents viennent tous de l’ouest. La haute atmosphère d’Uranus tourne de manière différentielle. Contrairement à ce qui se passe sur Saturne, la rotation est plus rapide vers les pôles que vers l’équateur: la période est de 17 heures vers 25 degrés de latitude et de 16 heures vers 40 degrés de latitude.
À partir des spectres dans l’infrarouge et de l’expérience d’occultation radio par l’atmosphère, on a pu estimer l’abondance de l’hélium à environ 15 p. 100, ce qui correspond à la quantité d’hélium (mesurée par rapport à l’hydrogène) qu’on trouve dans le Soleil. Il semblerait donc que l’atmosphère, ayant la même composition que le Soleil et que la nébuleuse primitive, soit primordiale et non le fruit d’une évolution ultérieure de la planète.
Uranus a une structure interne très différente de celles de Jupiter et de Saturne. En son centre, la température serait de l’ordre de 7 000 kelvins, et la pression environ vingt millions de fois la pression atmosphérique terrestre. En partant du centre, on trouve probablement successivement un noyau «rocheux» – d’un rayon d’environ 7 500 kilomètres –, chaud, solide ou liquide, composé pour l’essentiel de silicates et de fer, puis un manteau – de plus de 10 000 kilomètres d’épaisseur – composé de glaces d’eau, de méthane, d’ammoniac, et enfin une épaisse enveloppe gazeuse d’hydrogène et d’hélium qui forme l’atmosphère observée depuis notre planète. Cette enveloppe est environ quatre fois plus massive que la Terre. L’atmosphère contient de nombreux composés mineurs comme le méthane.
La pression dans les parties centrales n’est pas assez forte pour que l’hydrogène atteigne l’état liquide et soit conducteur du courant électrique. Le fait que la densité d’Uranus soit supérieure à celle de Saturne et de Jupiter alors que sa masse est bien inférieure signifie qu’Uranus contient en son sein relativement moins d’hydrogène et d’hélium, même si l’atmosphère a, en première approximation, la même composition. Cela est probablement caractéristique des conditions qui régnaient au moment de la formation d’Uranus. Le manteau contient des éléments ionisés qui engendrent le champ magnétique d’Uranus. Contrairement à Jupiter, à Saturne et à Neptune, Uranus ne semble pas présenter de source importante d’énergie interne.
L’instrument infrarouge a aussi permis de mesurer les variations de température avec la profondeur et avec la latitude. Ces résultats étaient attendus avec intérêt, en raison de l’orientation très particulière de l’axe de rotation d’Uranus. Le pôle Nord et le pôle Sud pointent alternativement vers le Soleil au cours des 84 ans que dure une révolution autour du Soleil. Une journée ou, ce qui revient au même, une saison de 42 ans terrestres succède donc à une nuit – une saison – de 42 ans aux pôles d’Uranus, ce qui rend l’étude de sa climatologie et de la circulation dans son atmosphère particulièrement intéressante. On pouvait s’interroger sur le déroulement des saisons sur une planète dont chaque pôle est éclairé pendant 42 ans puis plongé dans l’obscurité pendant la même durée. On aurait pu s’attendre à des différences de température importantes entre le pôle éclairé depuis plus de 20 ans et le pôle obscur. Tout au contraire, la température de la haute atmosphère est presque la même aux pôles et à l’équateur, ce qui confirme la validité du modèle mis au point, un an avant la rencontre, par Bruno Bézard et Daniel Gautier, de l’Observatoire de Paris. Le pôle sombre est même légèrement plus chaud que le pôle éclairé, et la région la plus froide (d’environ 2 K) est située entre 20 degrés et 40 degrés de latitude, dans une zone que l’on qualifierait sur la Terre de tropicale: il règne là une température de l’ordre de 60 kelvins. L’amplitude des variations saisonnières aux pôles ne dépasse pas 5 kelvins. Les différences de température entre les deux hémisphères ne reflètent pas les différences d’éclairement, ce qui montre que des processus dynamiques complexes sont en jeu. On pourrait comparer Uranus à un immense réfrigérateur: de la chaleur est extraite du pôle éclairé et de l’énergie est apportée à l’équateur. La grande inertie thermique de l’atmosphère, due en grande partie à sa très basse température, limite les variations de température. Bien que moins spectaculaire d’aspect que les atmosphères de Jupiter ou de Saturne, celle d’Uranus est donc tout aussi complexe et passionnante.
Avant la rencontre avec Voyager-2, on ignorait tout sur le champ magnétique d’Uranus: le rayonnement radio de Jupiter est aisément détecté depuis la Terre; celui de Saturne avait été observé par les sondes Voyager, à une distance considérable, plus d’un an avant les rencontres; mais, dans le cas d’Uranus, le voile n’a été levé qu’au dernier moment, quelques heures avant le passage de la sonde au plus près. Une des grandes surprises de la mission Voyager-2 est venue de la découverte que l’axe du champ magnétique n’était pas plus ou moins aligné avec l’axe de rotation de la planète, mais au contraire fortement incliné, d’environ 60 degrés, par rapport à celui-ci. Le champ magnétique est intrinsèquement cinquante fois plus fort que celui de la Terre; ce qui, compte tenu de la plus grande taille d’Uranus, correspond à une intensité un peu plus faible «à la surface». Ce champ magnétique est probablement engendré par effet dynamo au sein de l’épais manteau liquide qui contient de nombreux atomes ionisés. L’existence de ce fort champ magnétique et l’interaction avec le vent solaire entraînent l’existence de zones analogues aux ceintures de Van Allen au voisinage de la Terre.
L’étude des variations des émissions radioélectriques a permis de déterminer la période de rotation du champ magnétique, qui correspond à la période de rotation de la partie interne de la planète, là où le champ magnétique est engendré. Celle-ci est de 17 heures 14 minutes, ce qui est différent des périodes de rotation de la haute atmosphère.
L’orientation inattendue du champ magnétique d’Uranus a une conséquence importante. À partir de 1984, le satellite I.U.E. (International Ultraviolet Explorer), en orbite autour de la Terre, avait détecté en observant Uranus dans l’ultraviolet des émissions de l’hydrogène atomique (raie Lyman a) et de l’hydrogène moléculaire. Ces émissions avaient été attribuées à des aurores polaires, phénomènes déjà observés sur Terre, sur Jupiter et sur Saturne. Ces aurores sont provoquées par la précipitation dans l’atmosphère de particules électrisées le long des lignes du champ magnétique. Elles sont localisées au voisinage des pôles magnétiques et existent aussi bien de jour que de nuit. On s’attendait donc à observer de puissantes aurores confinées au voisinage des pôles. Or on s’est aperçu que la zone d’émission n’était pas confinée à une région, mais s’étendait sur tout le disque; il s’agissait en fait d’une émission d’un type déjà détecté sur Jupiter et sur Saturne, liée à l’interaction des électrons de faible énergie avec l’ionosphère et ne nécessitant pas la présence de champ magnétique. Ce phénomène, baptisé électroluminescence, ne se manifeste que du côté jour et masque toute aurore éventuelle. La découverte de l’inclinaison du champ magnétique d’Uranus a montré qu’on cherchait les aurores au mauvais endroit. Une faible aurore a été observée du côté nuit. Des aurores peuvent aussi exister du côté jour, mais elles sont noyées dans les émissions du phénomène d’électroluminescence.
La magnétosphère d’Uranus s’étend jusqu’à 18 rayons uraniens en direction du Soleil et possède évidemment une longue queue dans la direction opposée. La sonde Voyager-2 l’a parcourue en 46 heures et a découvert un environnement électromagnétique beaucoup plus étonnant que prévu. Elle a observé partout des électrons et des protons de haute énergie, mais peu d’ions lourds des éléments tels que l’hélium, le carbone ou l’oxygène. Étant donné que le vent solaire contient un grand nombre de tels ions, cela signifie que la magnétosphère d’Uranus est bien isolée du vent solaire. On trouve partout des protons d’une température cinétique de l’ordre de quelques centaines de milliers de degrés, mais les protons très énergétiques, d’une température cinétique de l’ordre de 10 millions de degrés, sont tous à l’extérieur de l’orbite de Miranda, qui agit comme un bouclier pour ces particules. Ces protons peuvent provenir des anneaux ou bien de la surface des satellites qui sont à l’intérieur de la magnétosphère, ou encore de la haute atmosphère d’Uranus.
L’atmosphère d’Uranus est à une température d’environ 50 kelvins et l’étude spectroscopique a permis d’y découvrir la présence
de méthane et d’hydrogène moléculaire. La sonde Voyager a détecté une atmosphère étendue d’hydrogène moléculaire et une couronne encore plus étendue d’hydrogène atomique.
Par le rythme de ses saisons, la dynamique complexe de son atmosphère, les processus de chauffage et les réactions chimiques dont elle est le siège, Uranus est un corps beaucoup plus différent de Jupiter ou de Saturne qu’on ne le pensait auparavant.

Le 10 mars 1977, neuf anneaux étroits étaient détectés autour d’Uranus au cours de l’observation de l’occultation d’une étoile par la planète. Alors qu’on ne connaissait auparavant qu’une seule planète – Saturne – possédant un système d’anneaux, la découverte de ces anneaux puis, deux ans après, la découverte d’anneaux autour de Jupiter montraient que l’existence d’anneaux autour des planètes géantes était un phénomène commun. Comparés à leur circonférence – supérieure à 260 000 kilomètres –, les anneaux d’Uranus sont particulièrement étroits: huit d’entre eux ont moins de dix kilomètres de largeur. Trois anneaux sont circulaires, six sont elliptiques et de largeur variable. Les caractéristiques de ces anneaux sont bien illustrées par l’anneau extérieur, qui est le plus large: sa distance à Uranus varie de plus de 800 kilomètres et sa largeur varie entre 20 et 100 kilomètres, linéairement avec sa distance à Uranus.
La structure et les dimensions de ces neuf anneaux ont été déterminées depuis la Terre par la technique d’occultation stellaire: on observe une étoile au moment où Uranus passe entre elle et la Terre. Les modulations du signal lumineux provenant de l’étoile avant et après l’occultation par Uranus sont interprétées par la présence d’anneaux autour de la planète. Cette technique a permis de connaître la position et la structure des anneaux d’Uranus avec une précision de l’ordre de quelques centaines de mètres!
Les images prises par Voyager-2 ont confirmé l’existence de ces neuf anneaux étroits et à bords nets et ont permis la découverte d’anneaux supplémentaires. Deux de ces nouveaux anneaux sont situés à 45 736 et 50 040 kilomètres du centre de la planète (tabl. 4). Voyager-2 a pris des images des anneaux sous des éclairements très différents. Alors que l’angle entre la Terre, Uranus et le Soleil est toujours très petit, puisque la Terre est vingt fois plus proche du Soleil qu’Uranus, l’angle entre la sonde, Uranus et le Soleil a varié de près de 180 degrés au cours de la rencontre. On retrouve ainsi les anneaux détectés depuis la Terre sur les images prises avant la rencontre (quand la sonde avait le Soleil «dans le dos»), mais on découvre une structure bien différente sur les images prises après la rencontre (quand la sonde avait le Soleil «dans les yeux»). Dans ce dernier cas, la sonde observe la lumière diffusée vers l’avant par les petites particules d’une taille de l’ordre de la longueur d’onde de la lumière (soit moins de 1 mm) ou même d’une taille inférieure. Ces petites particules, inobservables depuis la Terre, sont rassemblées dans un disque autour d’Uranus. Observé en lumière diffusée, ce disque présente une structure bien différente de celle des anneaux précédemment connus. Il existe même relativement peu de petites particules dans les anneaux détectés depuis la Terre.
Les informations sur les anneaux n’ont pas uniquement été recueillies par les caméras de Voyager. En observant successivement deux étoiles (s Sagittarii et b Scorpii) à travers les anneaux, on a pu obtenir une résolution de moins de 10 mètres pour les anneaux d et e, et d’une centaine de mètres pour les autres anneaux. Par ailleurs, en utilisant la technique d’occultation radio, c’est-à-dire en envoyant un signal radio de fréquence et de caractéristiques connues vers la Terre à travers les anneaux, on a mesuré la «difficulté» des ondes radio à traverser ceux-ci: la comparaison entre les signaux envoyés par Voyager-2 à travers les anneaux à 3,6 et à 13 centimètres de longueur d’onde permet d’avoir une bonne estimation de la distribution des tailles des particules des anneaux. Contrairement à ce qui s’était passé dans le cas des anneaux de Saturne, les signaux à 3,6 et à 13 centimètres traversent de la même manière les anneaux. Or les particules d’une dimension d’une dizaine de centimètres devraient arrêter le signal à 3,6 centimètres et laisser passer le signal à 13 centimètres. Il semble donc qu’il y ait un manque relatif de telles particules au sein des anneaux d’Uranus. Ceux-ci, moins «poussiéreux» que ceux de Saturne, seraient formés de grosses particules, contrairement aux anneaux de Saturne, qui seraient formés de plus petites particules, à moins que ces résultats ne doivent être interprétés par l’état de la surface des particules plutôt que par leurs dimensions.
La comparaison entre les images de la sonde, l’expérience d’occultation radio et les observations d’occultation d’étoile ont révélé un système d’anneaux plus riche qu’on ne le prévoyait. Les nouveaux anneaux baignent tous dans un disque de petites particules; ils sont étroits, à bords nets, et minces.
L’observation de l’occultation de s Sagittarii par l’anneau extérieur e a montré une décroissance brusque du signal, correspondant à une épaisseur de l’ordre d’une vingtaine de mètres, ce qui est bien mince pour un anneau de plus de 100 000 kilomètres de diamètre.
Contrairement aux anneaux de Saturne, ceux d’Uranus sont très sombres. Les satellites d’Uranus sont couverts, eux aussi, de matériau sombre. On ne connaît pas la composition de ce matériau qui réfléchit environ 5 p. 100 de la lumière à peu près uniformément à toutes les longueurs d’onde. Le matériau plus clair trouvé sur les satellites pourrait être un mélange de ce matériau sombre et de glace d’eau. On ne sait pas si ce matériau provient de l’irradiation du méthane par des protons de grande énergie qui auraient arraché les molécules légères d’hydrogène et laissé une couche superficielle de carbone sombre ou bien s’il est formé du matériau sombre primitif qu’on retrouve dans les météorites chondrites carbonées et qui est un mélange de carbone, de minéraux opaques et de matière organique. Le premier cas impliquerait qu’il y a beaucoup de glace de méthane autour d’Uranus. Le second cas est en bon accord avec la densité relativement élevée des satellites d’Uranus.

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 sur les images prises par Voyager-2. Uranus possède donc au moins quinze satellites (tabl. 5). 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 de cratères. Il y a, cependant, quelques exceptions notables à cette règle: certains petits corps (par exemple, Encelade) ont une surface complexe. Il faut alors chercher la source d’énergie de cette activité géologique. La radioactivité naturelle des roches ou encore les perturbations gravitationnelles des autres satellites sur un corps soumis aux effets de marée de la planète centrale peuvent fournir d’importantes sources d’énergie (l’exemple le plus frappant est celui de Io avec ses volcans). Quand la surface d’un corps n’est pas constamment remodelée par l’activité géologique ou l’érosion, les cicatrices du bombardement météoritique s’accumulent et les cratères d’impact recouvrent ce corps. Leur étude permet de reconstituer l’histoire du bombardement.
On pense que les gros cratères d’environ 100 kilomètres de diamètre (population I) sont dus au bombardement par des débris en orbite autour du Soleil au tout début de l’histoire du système solaire et que les petits cratères de moins de 50 à 60 kilomètres de diamètre (population II) ont été produits par des débris secondaires engendrés par des collisions à l’intérieur du système des satellites. Une troisième catégorie (population III) peut être associée aux comètes. À l’aide de modèles théoriques sur les mouvements des comètes et en extrapolant à partir de l’observation des comètes qui passent au voisinage de la Terre, on estime qu’Uranus doit «capturer» de six cents à sept cents fois plus de comètes que Jupiter et environ cent fois plus que Saturne. Il s’agit, en fait, de comètes qui avaient une orbite à longue période autour du Soleil et dont la trajectoire a été modifiée par les perturbations gravitationnelles d’Uranus en une orbite à courte période repassant régulièrement au voisinage d’Uranus. À force de repasser, certaines d’entre elles percutent les satellites d’Uranus et sont responsables d’un certain nombre de cratères observés à leur surface. Ce processus ne permet cependant pas d’expliquer tous les cratères observés à la surface des satellites d’Uranus. La plupart d’entre eux ont, en fait, été produits il y a plus de 4 milliards d’années par le bombardement de membres de la famille des planétoïdes qui ont formé Uranus et Neptune (gros cratères anciens de population I) et de petits débris en orbite autour d’Uranus (plus petits cratères de population II).
La présence d’Uranus au centre du système entraîne un bombardement d’autant plus intense qu’on est plus près de la planète. Il n’est pas impossible que les satellites intérieurs d’Uranus aient été cassés plusieurs fois par ces collisions, puis reformés. Ces collisions peuvent aussi avoir fourni le matériau qui se trouve dans les anneaux.
Obéron et Umbriel présentent une importante population de cratères d’un diamètre de l’ordre de 50 à 100 kilomètres, comme on l’observe sur les terrains les plus anciens de la Lune. Au contraire, Titania et Ariel possèdent peu de cratères de cette dimension et le nombre de petits cratères croît très rapidement lorsque leur taille diminue. On doit en déduire que les surfaces d’Obéron et d’Umbriel (qui ont gardé la trace de la population I) sont plus anciennes que celles d’Ariel et de Titiana, qui auraient été remodelées par des processus géologiques ultérieurs.