Lunes

Les cinq plus grandes lunes d’Uranus ont un rayon d’environ 240 à 800 km (150 à 500 miles). Tous ont été découverts télescopiquement depuis la Terre, quatre dentre eux avant le 20e siècle (voir ci-dessous Observations depuis la Terre). Dix petites lunes intérieures ont été trouvées par Voyager 2 en 1985–86. On estime quils ont un rayon denviron 10 à 80 km (6 et 50 miles) et quils gravitent autour de la planète à des distances comprises entre 49 800 et 86 000 km (31 000 et 53 500 miles). La lune la plus intérieure, Cordelia, orbite juste à lintérieur des anneaux les plus extérieurs, Lambda et Epsilon. Une 11e minuscule lune intérieure, Perdita, photographiée par Voyager près de lorbite de Belinda, est restée inaperçue dans les images jusquen 1999 et na été confirmée quen 2003. Deux lunes intérieures supplémentaires – Cupidon, près de lorbite de Belinda, et lautre, Mab, près de Puck —Ont été découverts dans des observations de la Terre en 2003. Les 18 éléments ci-dessus sont réguliers, ayant des orbites progradées, à faible inclinaison et à faible excentricité par rapport à la planète.

Neuf petites lunes extérieures à peu près de la même taille que les découvertes du Voyager ont été découvertes depuis la Terre à partir de 1997. Ce sont des satellites irréguliers, ayant des orbites très elliptiques inclinées. ned à de grands angles par rapport à l’équateur de la planète; tous sauf un gravitent également dans le sens rétrograde. Leurs distances moyennes de la planète se situent entre 4 millions et 21 millions de km (2,5 millions et 13 millions de miles), soit 7 à 36 fois la distance de la lune régulière la plus externe connue, Oberon. Les lunes irrégulières ont probablement été capturées sur des orbites autour dUranus après la formation de la planète. Les lunes régulières se sont probablement formées sur leurs orbites équatoriales en même temps que la planète. Les propriétés des lunes uraniennes connues sont résumées dans le tableau. Les noms et les caractéristiques orbitales et physiques sont répertoriés séparément pour les principales lunes et les 10 petites lunes intérieures découvertes à lorigine par le Voyager.

Les quatre plus grandes lunes – Titania, Oberon, Umbriel et Ariel, par ordre de taille décroissante – ont des densités de 1,4 à 1,7 gramme par cm cube. Cette plage nest que légèrement supérieure à la densité dun objet hypothétique qui serait obtenue en refroidissant un mélange de composition solaire et en éliminant tous les composants gazeux. Lobjet qui restait serait 60% de glace et 40% de roche. Contrairement à ces quatre, Miranda, la cinquième plus grande lune uranienne, mais seulement la moitié de la taille dAriel ou dUmbriel. Comme les plus petites lunes de Saturne, Miranda a une densité (1,2 gramme par cm cube) qui est légèrement inférieure à la valeur de la composition solaire, ce qui indique un rapport glace / roche plus élevé.

La glace deau apparaît dans le spectre de surface des cinq lunes majeures. Parce que les réflectivités des lunes sont inférieures à celles de la glace pure, limplication évidente est que leurs surfaces sont constituées de glace deau sale. La composition du composant sombre est inconnue, mais, à des longueurs donde autres que celles de leau, les spectres de surface semblent uniformément sombres, indiquant une couleur gris neutre et excluant ainsi des matériaux tels que les minéraux contenant du fer, qui donneraient une teinte rougeâtre. Une possibilité est le carbone, provenant de lintérieur des lunes en question ou des anneaux dUranus, qui aurait pu libérer du méthane qui se décomposait plus tard pour produire du carbone solide lorsquil était bombardé par des particules chargées et des rayons ultraviolets solaires.

Deux observations indiquent que les surfaces des grandes lunes sont poreuses et très isolantes.Premièrement, la réflectivité augmente considérablement à lopposition, lorsque lobservateur est à moins de 2 ° du Soleil vu de la planète. Ces soi-disant surtensions dopposition sont caractéristiques des particules lâchement empilées qui sobscurcissent, sauf dans cette géométrie spéciale, dans laquelle lobservateur est aligné avec la source déclairage et peut voir la lumière se refléter directement hors des espaces entre les particules. Deuxièmement, les changements de températures de surface semblent suivre le Soleil pendant la journée sans décalage appréciable dû à linertie thermique. Encore une fois, un tel comportement est caractéristique des surfaces poreuses qui bloquent le flux de chaleur vers lintérieur.

Pratiquement tout ce que lon sait sur la surface distinctive Les personnages des principales lunes dUranus proviennent de Voyager 2, qui les a dépassés en quelques heures et na imaginé que leurs hémisphères sud éclairés par le soleil. Oberon et en particulier Umbriel présentent des populations denses de grands cratères dimpact, similaires aux hauts plateaux de la Lune terrestre et à beaucoup des plus anciens. En revanche, Titania et Ariel ont beaucoup moins de grands cratères (de lordre de 50 à 100 km de diamètre), mais ont des nombres comparables dans les gammes de plus petites tailles. On pense que les grands cratères remontent au début histoire du système solaire il y a plus de quatre milliards dannées, lorsque les grands planétésimaux existaient toujours, alors que les plus petits refléteraient des événements plus récents, y compris, peut-être, les impacts dobjets détachés dautres lunes du système uranien. Ainsi, les surfaces de Titania et Ariel doivent être plus jeunes que celles dOberon et dUmbriel. Ces différences, qui ne suivent pas un schéma évident en ce qui concerne les distances des lunes à Uranus ou leurs tailles, sont largement inexpliquées.

Les dépôts volcaniques observés sur les principales lunes sont généralement plats, avec des bords lobés et des ondulations de surface caractéristiques de lécoulement des fluides. Certains des dépôts sont brillants, tandis que certains sont sombres. En raison des températures très basses attendues pour le système solaire externe, le fluide en éruption était probablement un mélange eau-ammoniaque avec un point de fusion bien inférieur à celui de la glace deau pure. Des différences de luminosité pourraient indiquer des différences dans la composition de léruption fluide ou dans lhistoire de la surface.

Canyons en forme de rift vus sur le les lunes majeures impliquent une extension et une fracturation de leurs surfaces. Les canyons de Miranda sont les plus spectaculaires, certains mesurant jusquà 80 km (50 miles) de largeur et 15 km (9 miles) de profondeur. La rupture de la croûte a été causée par une expansion du volume des lunes, supposée être de lordre de 1 à 2 pour cent, sauf pour Miranda, pour laquelle lexpansion est estimée à 6 pour cent. Lexpansion de Miranda pourrait sexpliquer si toute leau constituant son intérieur était autrefois liquide et gelait après la formation de la croûte. En gelant sous basse pression, leau se serait dilatée et ainsi étirée et brisée la surface.La présence deau liquide à la surface à tout moment de lhistoire de la lune semble peu probable.

Miranda a lapparence confuse dun objet formé de pièces séparées qui nont pas totalement fusionné. La surface de base est fortement cratérisée, mais elle est interrompue par trois régions légèrement cratérisées que les astronomes ont nommées coronae (mais qui ne sont pas liées ge ologiquement à la surface des caractéristiques de Vénus du même nom). Celles-ci sont assez carrées, à peu près la longueur dun rayon de Miranda sur un côté, et sont entourées de bandes parallèles qui se courbent autour des bords. Les limites entre les coronae et le terrain cratérisé sont nettes. Les coronae ne ressemblent à aucune caractéristique trouvée ailleurs dans le système solaire. On ne sait pas si elles reflètent une origine hétérogène de la lune, un impact géant qui la brisée ou un modèle unique déruptions de son intérieur.