URANUS ET NEPTLII{E

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URANUS ET NEPTLII{E
.
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I
IJranus et Neptune sont respectivement les 7ème et 8ème planètes du
Système solaire. Comme Jupiter et Saturne ce.sont des planètes gazeuses mais
les astronomes les differencient par le critère de la température : ce sont des
planètes glacées ! En efflet, Neptune se situe très près de l'héliopause, limite de
f influence calorifique du Soleil. D'un point de vue atmosphérique, I'hydrogène
et l'hélium sont toujours présents'rnais on note, par rapport à Jupiter et Satume,
une proportion plus forte deglaces d'eau, d'ammoniac et de'méthane, ainsi que
des traces d'hydrocarbures. A I'instar desautres géantes gazeuses, ces deux
demières planètes possèdent ün système d'anneaux, une magnétosphère et de
nombreux satellites. La carac,téristique unique d'Uranus est que son axe de
rotation est situé dans son plan de révolution : la planète semble « rouler » sur
son orbite ! De ce fait, le jour sur Uranus dure 42 ans ainsi que la nuit pour
chaque hémisphère.
CARACTERISTIQUES ORBITALES D'URANUS
- demi-gratdaxe:2 870 658 186 km soit 19, 189165 UA
- aphélie:3 006 318 143 km soit 20 UA
- périhélie : 2 734 998 229 km soit 18,282tJA
- excentricité : 0,04725
- période de révolution: 84,01 ans
, - période synodique :369,66jours
- vitesse orbitale moyénne : 6,8 km/sec'
- inclinaison sur l'éciiptiqtr e : 0" 77
- anneaux connus : 13
-''«
- satellites connus : 27
CARACTERIS TIQUES PHYSIQUES
- diamètre équatoriàt : s1 118 km
- diamètre polaire : 50 724km
- aplatisisement : 0,02293
- volume :6,83344 x 10 puissance 13 km cubes (63 terres)
- masse: 8,68 x 10 puissance 25 kg (14,5 terres)
- masse volumique:L27} kg/ mètre cube
- gravité de surface : 8,87 m/sec/sec
- vitesse de libération:21,3 km/sec
- jour sidéral :17h23 dans le sens rétrograde
- inclinaison de I'axe : 97,8"
- vitessè de rotation à l'équat ew :9320 km/h
- albéd«i de bond: 0,3
- tempépature : 53 K soit -220" C
corvfogsITIoN
'
I Similaire aux autres planètes g€Lzeuses
: un noyau central de fer et de
silicates de la taille de Ia Terre entouré doune atmosphère épaisse d'hydrogène
:
(83%), d'hélium (15%) et de méthane (2%). Des vents violents (900 km/h)
balayent la surface mais, confrairement à Jupiter et Saturne elle ne présente pas
de strudtures en << bandes >> et sa surface est assez unie. Elle dégage très peu de
chaleuriinterne par son activité physico-chimique liée aux pressions énormes de
son at4osphère profonde ce qui est étonnant et assez difficile à expliquer.La
.ère n'est pas alignée sur l'axe polaire, ce qui est encore une culiosité,
mais in linée de 59o par rapport à cet axe.
LES
UX
Les anneaux d'Uranus sont moins complexes que ceux de Saturne mais
plus él
és que ceux de Jupiter et de Neptune. Les cinq premie4s ont été
i
occultations. Quatre autres sont découverts par lamême méthode en 1978, deux
autres par les sondes voyager en 1985/86 et deux autres par le HUBBLE SPACE'
TELESCOPE. Ils s'étendent entre 39600 et97 700 km de la surface de la planète
SATELLITES D'IIRANUS.
27 satellites sont répertoriés dont cinq sont qualifiés de « majeurs >>. Le
plus grand appelé Titania est le huitième plus grand du Système Solaire avec un
diamètre de 1578 km (vingt fois moins massif que la Lune). Ce sont dans I'ordre
croissant des distances à la planète : Puck (162 km), Miranda (474km),Ariel
(1159 km), Umbriel (1169 km), Titania, Obéron (1523 km).
WILLIAM }IERSCI#L
II découvre la planète le 13 mars
.
1781 lors diune recherche d'étoiles
double§ à I'aide d'un télescope fait « maison »'dans le jardin de sa maison à
Bath dans le Somerset (RU).A la frontière des constellations des Gémeaux et du
Tâureaü, il remarque, d.errière la planète Saturne, une petite tache. I1 change
alors de grossissement et à chaque fois, la tache grossit, contrairement à ce qui
se passe pour une étoile. Quelques jours plus tard, la tache avait légèrement
bougé. Pensant que c'était une comète, i.l.informe les observatoires d'Oxford et
de Greenwich ainsi que I'observatoire de la Royal Society. Mais I'astronome
allemand Johann Bode pense qu'il s'agit d'une planète du fait de son orbite
presqud circulaire alors que les comètes ont des orbites elliptiques ou
paraboliques ! L'objet est finalement accepté comme planète et le roi George III
attribue à Herschel une rente de 200 livres par an à condition qu'il s'installe à
Windso'r afin que la famille royale puisse regarder à travers ses télescopes !
Né à Hanowe le 15 novembre 1738 qui est placée sous la protection
britannique, il reçoit de son père violoniste et hautboïste une solide formation
musicale. Libéré de ses obligations militaires, il obtient en 1758 la direction des
concert§ d'Edimbourg avant de devenir organiste à Halifax. I1 développe
parallèlement à son métier de musicien un intÇrêt certain pour I'astronomie et la
fabrication de télescopes qui ont à l'époque un miroir en bronze qu'il faut polir
constamment. Aidé par sa sæur Caroline, il devient un observateur hors-pair. En
1787 ; itr découwe deux satellites d'Llrairus, Obéron et Titania. On lui doit encore
la découverte de Mimas et Encelade (Satume) à l'aide d'un télescope de l2m de
il
long et de 1,22 m d'ouverfure, de la forme de notre galaxie à partir de comptages
d'étoiles, des étoiles binaires et du rayonnement infra-rouge,
I
l
}{EPTI-II{E
Neptune est la dernière planète << majeure » du Systèine Solaire. Elle se situe
au tout débui de 1' << héliopause >>, iimite à partir de laquelle I'irradiance du Soleil est
quasi-nulle. Elle est également la première planète à avoir été découverte par l'e calc-ul
ptrrtOt que par I'observation empirique, assurant ainsi le triomphe de la mécanique
céleste dont le père est Newton. Elle ressemble beaucoup par son aspect à Uranus, sa
composition est identique mais elle est plus petite et plus massive que celle-ci. Elle
est donc la troisième pianète du Systèrne solaire pu,lumasse et la quatrième par le
volume.
CARACTERI S TIQI-IE S ORB ITALE S
cls demi grand-axe : 4 503 443 661krr,
(8 aphélie : 4 553 946 490 km soit 30,44U4
u3 périhélie :4 452 940 833 km soit 29,76U4
cfi excentricité : 0,0085
u3 période de révolution: 164 ans323jours 21 heures
<6 période synodique :367,48 jours
ug vitesse orbitale moyenne : 5,43 km/'sec
u3 inclinaison zur l'éclipique : 1" 769
cfi satellites connus : 14
(8 annpaux connus : 5 PrinciPaux
cailecrnRl s TIQUE S PHYS IQUE S
diamètre équatorial,:49 528 km
aplatisserrient : 0,0 1 7
voluine :62,52 x 10 puissance 12 km cubes
masse :1Q2,43 x 10 puissance24kg
masse volumique : 1638 kÿ mètre cube
gravité de surface : 11,15'm/sec/sec
vitesse de llibérati on : 23,5 kmls
joursidéral:16h6min
vitesse de,rotation à l'équateur : 9660 km/h
albécio de,Bond :0,29
températui'e : - 218
COMPOSITION
!
E}le est comparable à celle d'tJranus tant du point de vue dtt noyau solide
que de I'atlnosphère : hydrogène $ %o,hélium l2o et 1,5o/o de.méthane. Les sondes
ÿoyug", oirt obr.*é une « grande tache sombre >> dont la nature semble similaire à la
gruna. taihe rouge de Jupiter et des vents ëstimés à 2000 km/h. Cette formation n'est
pas permahente contrairement à la GTR jovienne.
LES ANNEATIX DE NEPTTINE
Il[s sont peu visibles car très sombres et leur composition et leur origine est
inconnue.:Les cinq principaux ont été nommés : Galle, Le Verrier, Lassell, Arago et
Adams poiur honorer les astronomes sus-nommés.
j
SATELLITES DE NEPTTINE
I
I
satellites naturels sont recensés dont Triton découvert par I assell 17
en 1949
iours seul{ment après la découverte de la planète. Néréide ne fut découvert
septièm
.oit olrrs di'un siècle après. Tritori a un diamètre de 2700 km ce qui en fait le septièn1e
soitplus
. C'est le seul satellite qui orbite dans le sens rétrograde et
par taille {écroi
i"""6. Aella rotation de sa planète, et qui, ptàbubl.*ent est un objet de la ceinture de
par Neptun*. Neteide mesure seulement 340 km. Les autres satellites
Kuiper
r""ia"r pbtitr rorpr (max 40 km) venant de cette même ceinture et qui ont été
i4
capturés é[alement...
IIRBAIN LE VERRIER
l;rbain Jean Joseph Le Verrier, né à Saint-Lô le 1 1 mars
181 1 et
mort à Paris
23 septembre lB77 est un astronome et mathématicien français spécialiste en
mécanique céleste, découvreur de Neptune et fondateur de la météorologie moderne.
Il poursuit ses
I1 étudie les mathématiques au collègé Royal de Caen de 1827 à 1830.
comme
études au Collège Louis-Le-Grand puis entre à Polÿechnique dont il sort
carrière
ingénieur dans lbdministration des tabacs. I1 en démissionne pour suivre une
poste de
scientifique. Après maintes pérégrinationd professionnelles, on lui offre un
des
répétiteur en géodésie astronomiè et machines. En 1846 il entre à I'Académie
de
Sciences puis au Bureau des Longitudes. 11 devient célèbre par ia découverte
Neptune (pur le papier) laquelle séra obserüée par Johann Galle à Berlin en i846'
(une rumeur '
François.{.rago p-dr" 1" ron.I àe Le Verrier à cette nouvelle planète
pTévaut
prétend qri'it rn iiuiron avec Mme Le Verrier) mais c'est Neptune qui
" "
finalemenj[.
position de
est à noter que I'anglais John Adams avait également calculé la
n'avaient
Neptune i Jépendammènt de ie Verrier et un an avant lui, mais ses calculs
1o
pas été pu ies et souffraient d'une certaine imprécision. (12o pourAdams contre
ier). Celui-ci se voit offrir une chaire de mécanique céleste à la Faculté
pour Le
de Paris.
des sci
1854 il devient directeur de l'Observatoire de Paris où il succède à
le modèle
. 11 entreprend une grande réforme de cet établissement sur
François
;üL;ü;["ier"r",ionindustrie[J appliqué à I'astronomie. Mais il se montre si
.oieriqu" it oai.o* qu'après maintes pétitionr et la démission de soixante astronomes
ii,"iriàr, it .r, r.l.rrà dË s", fonctions en 1870. I1 mène alors unecarrière de
j;;lt;i{-r"i."tinque jusqu'en 1873 où il redevient directeur de I'observatoire suite
;" dé;J; jccidentel de son succosseur Charles Eugène Delaunay. I1 décèdera au sein
même de i'obs"rvatoire de Paris'
Le
LA CE.I}.{TURE D'ASTEROÏDES
LA CE,NTIJRE DE KI]IPER ET LE, NUAGE DE OORT
Tlîwïrâ* l8ÉtËrdÊ+
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der+s d:futilltJ
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LA LOI DE BODE
Vers la fin du 18ème siècle, on s'était rendu corirpte que les distances des planètes au soleil
n,étaient pas réparties au hasard mais semblaient au contraire se distribuer selon une progression
géométrique. ceue relation dite loi de TITIUS-B.ODE s'établit comme suit. Ecrivons la progression
géomérique de raison 2
:
03612244E96192
Ajoutons 4 à chaque nombre et divisons par 10. On obtient
0,4 0,7 7 1,6 2,8
Mer. Ven Ter Mar
5,2 -1,0
JuP Sat
:
19,6
Ura
Cette suite de nombres reflète fidèlement les distances des planètes en prenant pour unité
planète connue. C'est
1a distance Terre/Soleil. On s'aperçoit que le terme 2,8 ne correspond à aucune
pl{ZZldécouvrit
planète à laqueile
petite
une
être
qui
semblait
ce
dans cette zone àpriori vide qüe
il dorina ie tom aà Ceres en 1801. L'année suivante, OLBERS découwit une seconde pianète qui
prit le nom de pallas. Cette découverte fut suivie par celle de IIARDING (Junon) puis de nouveau
par OLBERS qui découvrit un quatrième corps qu'il nornma Vesta. Il y avait pléthore de planètes
àans la zone2,g ce qui était bien embêtant. OLBERS émit alors I'hypothèse que ces corps n'étaient
que des fragments d'une planète plils grosse qu'un iataclysme ancien aurait brisée..C'est ainsi que
fut mise en évidence, l'amélioration des moyens d'observation aidant, la ceinture d'astéroïdes située
entre Mars et Jupiter. Nous savons actuellement que des milliers de corps de diverses grossews
occupent cette zone, certains se rapprochant parfois dangereusement de la Terre.
On distingue des groupei caractérises par leurs,orbites différentes et qui sont
potentiellement daÀge..r, les objets APOILO, AMOR, HIDALGO, ADONIS, du nom de leur
principal représentant, leurs' orbites croisant celle de la Terre. Les astéroïdes TROYENS occupent
les pointsde LAGRANGE de I'orbite de Jupiter'
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KUIPER ET NUAGE DE OORT
(lcir-r Iu
t'* Srrinc ip* I* d' l"'itÉrtrid{r-s
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I
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I
s'agit d'objets similaires à ceux de la ceinture principale d'astéroides mais situés au-delà
à 50
de I'orbite,de Neptunà d'où 1é nom d'objets trans,neptuniens. Sa distance au Soleil serait de 30
planètes
trois
au
moins
UA et vingt,fois plus large et deux cents fois plus massive. Elle comporte
naines : piuton ei son saiellite Charon, Makémaké et Hauméa. Contrairement aux objets de la
eau)'
ceinture principale, la ceinture de KUIPER est composée d'objets glacés (méthane, ammoniac,
près
passage
C'est le ,èr"*ôi, de comètes que nous pouvons adririrer de temps à autre lors de leur
.
du Soleil.
Le nuage de OORI, zone encore théorique, est supposé être mille fois plus éloigné que la
ceinture de KUIÈER. Il contiendrait entre autres 1es comètes à très longue période-
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