Titania (lune)

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Titania (lune)
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Titania

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La meilleure image de Titania prise par Voyager 2
(24 janvier 1986, NASA)

Caractéristiques orbitales
√Čpoque J2000.0
Demi-grand axe 435 910 km[1]
Excentricité 0,0011[1]
Période de révolution 8,706234 j[1]
Inclinaison 0,340¬į[1]
Catégorie Satellite naturel
d'Uranus
Caractéristiques physiques
Dimensions 788,4 ¬Ī 0,6 km (0.1235 Terre)[2]
Masse 3,527 ¬Ī 0,09 x 1021 (5 908 x 10‚ąí4 Terre) kg[3]
Masse volumique 1 711 ¬Ī 0,005 x 103 kg/m3[2]
Gravité équatoriale à la surface 0,38 m/s2[n 1]
Vitesse de libération 0,7773 km/s[n 2]
Période de rotation supposée synchrone[4]
Albédo 0,35 (geométrique),
0,17 (Bond)[5]
Temp√©rature (Solstice) min : 60 K  max : 89 K  moy : 70 ¬Ī 7 K[2]
Atmosph√®re Dioxyde de carbone ?
Découverte
Découvreur William Herschel[6]
Date 11 janvier 1787[6]
Désignation Uranus III

Titania, également appelé Uranus III, est le plus grand satellite naturel d'Uranus et le huitième du système solaire. Découvert par William Herschel en 1787, il doit son nom à Titania, la reine des fées de la pièce de Shakespeare, Le Songe d'une nuit d'été. Son orbite autour d'Uranus est entièrement située au sein de la magnétosphère de la planète.

Titania est constitu√© de glace et de roche en quantit√©s approximativement √©gales. Le satellite est probablement diff√©renci√© en un noyau rocheux et un manteau glac√©. Une couche d'eau liquide pourrait √™tre pr√©sente √† l'interface entre le noyau et le manteau. La surface de Titania, sombre et l√©g√®rement rouge, a √©t√© model√©e √† la fois par les impacts d'ast√©ro√Įdes et de com√®tes, et par les processus endog√®nes. Elle est couverte de nombreux crat√®res d'impacts, certains atteignant jusqu'√† 326 km de diam√®tre, mais est moins crat√©ris√©e que la surface d'Ob√©ron, le grand satellite le plus externe du syst√®me uranien. Titania a probablement connu un √©pisode de resurfa√ßage endog√®ne qui a recouvert les surfaces les plus anciennes tr√®s crat√©ris√©es. Par la suite, l'expansion de son int√©rieur a engendr√© sur la surface de Titania un r√©seau de canyons et d'escarpements de faille. √Ä l'instar de toutes les lunes majeures d'Uranus, elle s'est probablement form√©e √† partir du disque d'accr√©tion qui entourait Uranus juste apr√®s la formation de la plan√®te.

Le syst√®me uranien n'a √©t√© √©tudi√© de pr√®s qu'une seule fois, par la sonde Voyager 2 en janvier 1986, qui a pris plusieurs images de Titania, permettant ainsi de cartographier environ 40 % de la surface de cette lune.

Sommaire

Découverte

Titania est découvert par William Herschel le 11 janvier 1787, le même jour qu'Obéron, la seconde plus grande lune d'Uranus[6],[7]. Herschel signale par la suite la découverte de quatre satellites supplémentaires[8], mais qui se sont révélés être des erreurs d'observation[9]. Durant les cinquante années suivant leur découverte, Titania et Obéron ne seront observées par aucun autre astronome que Herschel[10], bien que ces satellites puissent en 2008 être observés depuis la Terre avec un télescope amateur haut de gamme[11].

Toutes les lunes d'Uranus sont nomm√©es d'apr√®s des personnages des Ňďuvres de William Shakespeare ou d'Alexander Pope. Le nom Titania est issu de Titania, la reine des f√©es dans Le Songe d'une nuit d'√©t√©[12]. Les noms des quatre satellites d'Uranus ont √©t√© sugg√©r√©s par le fils de Herschel, John, en 1852, √† la demande de William Lassell[13], qui, l'ann√©e pr√©c√©dente, avait d√©couvert les deux autres lunes, Ariel et Umbriel[14].

Titania fut initialement d√©sign√© comme ¬ę le premier satellite d'Uranus ¬Ľ et, en 1848, re√ßut la d√©signation Uranus I par William Lassell[15], bien qu'il ait parfois utilis√© la num√©rotation de William Herschel (o√Ļ Titania et Ob√©ron sont II et IV)[16]. En 1851, Lassell attribua finalement aux quatre satellites connus des chiffres romains en fonction de leur √©loignement de la plan√®te et depuis Titania est appel√© Uranus III[17].

Orbite

Titania est en orbite autour d'Uranus √† une distance d'environ 436 000 km. C'est le second plus √©loign√© des cinq grands satellites de la plan√®te[n 3]. L'excentricit√© et l'inclinaison par rapport √† l'√©quateur d'Uranus de l'orbite de Titania sont faibles[1]. Titania est en rotation synchrone autour d'Uranus, c'est-√†-dire que sa p√©riode orbitale et sa p√©riode de rotation ont la m√™me dur√©e, d'environ 8,7 jours ; sa face en regard de la plan√®te est toujours la m√™me[4].

L'orbite de Titania est intégralement située au sein de la magnétosphère d'Uranus[18]. L'hémisphère arrière (c'est-à-dire opposé au mouvement orbital) des satellites dont l'orbite est entièrement située au sein de la magnétosphère de la planète est impacté par le plasma magnétosphérique qui est en rotation avec la planète[19]. Ce bombardement peut conduire à l'assombrissement des hémisphères arrière, comme c'est le cas pour toutes les lunes d'Uranus à l'exception d'Obéron[18].

L'axe de rotation d'Uranus √©tant tr√®s fortement inclin√© par rapport √† son plan orbital, ses satellites, qui sont en orbite sur son plan √©quatorial, connaissent des cycles saisonniers extr√™mes. Les p√īles nord et sud de Titania ont des cycles de 42 ans d'√©clairement continu, puis de nuit continue[18]. Tous les 42 ans, lors des √©quinoxes d'Uranus, le plan √©quatorial de cette plan√®te se confond avec celui de la Terre. Les lunes d'Uranus peuvent √† cette occasion s'occulter les unes les autres. Ce ph√©nom√®ne s'est produit √† plusieurs reprises en 2007 et 2008, notamment les 15 ao√Ľt et 8 d√©cembre 2007 lorsque Titania a occult√© Umbriel[20].

Caractéristiques physiques

Composition et structure interne

Cette image de Titania prise par Voyager 2 montre d'énormes rifts.

Titania est la plus grande et la plus massive des lunes d'Uranus et la huiti√®me plus massive du syst√®me solaire[n 4]. La densit√© √©lev√©e de Titania (1,71 g/cm3 [3], bien sup√©rieure √† celle des satellites de Saturne par exemple), indique qu'il est constitu√© en proportions √† peu pr√®s √©gales de glace d'eau et d'un mat√©riau dense autre que la glace[21]. Ce mat√©riau pourrait √™tre compos√© de rochers et de mat√©riaux carbonac√©s parmi lesquels des compos√©s organiques de masse √©lev√©e[4]. Des observations spectroscopiques infrarouge men√©es entre 2001 et 2005 ont montr√© la pr√©sence d'eau glac√©e cristalline √† la surface du satellite[18]. Les raies d'absorption de la glace sont l√©g√®rement plus intenses sur l'h√©misph√®re avant de Titania que sur son h√©misph√®re arri√®re. C'est le contraire de ce qui est observ√© sur Ob√©ron, o√Ļ l'h√©misph√®re arri√®re pr√©sente des traces d'eau plus importantes[18]. La raison de cette asym√©trie est inconnue, mais elle pourrait √™tre due au bombardement par des particules charg√©es de la magn√©tosph√®re d'Uranus qui est plus important sur l'h√©misph√®re arri√®re[18]. Les particules √©nerg√©tiques ont tendance √† √©roder la glace, √† d√©composer le m√©thane pr√©sent dans la glace sous forme d'hydrate et √† assombrir les autres compos√©s organiques, laissant un sombre r√©sidu riche en carbone √† la surface[18].

Le seul composé autre que l'eau identifié à la surface de Titania par spectroscopie infrarouge est le dioxyde de carbone qui est principalement concentré sur l'atmosphère arrière[18]. L'origine du CO2 n'est pas complètement identifiée. Il pourrait être produit à la surface à partir de carbonates ou de composés organiques sous l'effet des radiations ultraviolettes du Soleil ou de particules chargées issues de la magnétosphère d'Uranus. Ce dernier processus pourrait expliquer l'asymétrie de sa distribution car l'atmosphère arrière est sujette à une influence plus importante de la magnétosphère que l'atmosphère avant. Une autre source possible est le dégazage du CO2 primordial piégé par la glace d'eau à l'intérieur de Titania. L'échappement du CO2 de l'intérieur pourrait être lié à l'activité géologique passée de la lune[18].

Titania pourrait √™tre diff√©renci√© en un noyau rocheux entour√© d'un manteau glac√©[21]. Si tel est le cas, le rayon du noyau (520 km) serait d'environ 66 % celui du satellite, et sa masse d'environ 58 % celle du satellite, valeurs qui d√©pendent de la composition du satellite. La pression au centre de Titania est d'environ 0,58 GPa (5,8 kbar)[21]. L'√©tat physique du manteau de glace est inconnu. Si la glace contient assez d'ammoniac ou d'autres antigels, Titania pourrait poss√©der une couche oc√©anique liquide √† la fronti√®re entre le noyau et le manteau. L'√©paisseur de cet oc√©an, s'il existe, serait inf√©rieure √† 50 km et sa temp√©rature d'environ 190 K, soit -83¬įC [21]. Toutefois, la structure interne de Titania d√©pend fortement de son histoire thermique, qui est mal connue en 2009.

Géologie

Les principales caractéristiques de la surface de Titania
Messina Chasma‚ÄĒun grand canyon de Titania

Parmi les grands satellites d'Uranus, la luminosit√© de Titania est interm√©diaire entre les satellites plus sombres (Umbriel et Ob√©ron) et les plus lumineux (Ariel et Miranda)[5]. Sa surface pr√©sente un fort effet d'opposition : sa r√©flectivit√© diminue de 35 % √† un angle de phase de 0 ¬į (alb√©do g√©om√©trique) √† 25 % √† un angle d'environ 1 ¬į. L'alb√©do de Bond (√©galement appel√© alb√©do global ou alb√©do plan√©taire) de Titania est faible √† 17 %[5]. Sa surface est en g√©n√©ral l√©g√®rement rouge, mais moins que celle d'Ob√©ron[22]. Cependant, les jeunes d√©p√īts d'impact sont l√©g√®rement bleus, tandis que les plaines situ√©es sur l'h√©misph√®re avant, pr√®s du crat√®re Ursula et le long de certains grabens sont plus rouges[22],[23]. Les h√©misph√®res arri√®re et avant sont asym√©triques[24] : l'h√©misph√®re avant est plus rouge que l'h√©misph√®re arri√®re de 8 %[n 5]. Cependant, la diff√©rence est li√©e aux plaines lisses et pourrait √™tre due au hasard[22]. La coloration rouge des surfaces pourrait √™tre due au bombardement des surfaces de Titania par des particules charg√©es et des microm√©t√©orites issues du milieu spatial sur des √©chelles de temps de l'ordre de l'√Ęge du syst√®me solaire[22]. Cependant, il est plus probable que l'asym√©trie de couleur de Titania soit due au d√©p√īt de mat√©rieau rouge provenant des parties externes du syst√®me uranien (peut-√™tre des satellites irr√©guliers) qui se serait principalement d√©pos√© sur l'h√©misph√®re avant[24].

Les scientifiques ont identifi√© trois types de caract√©ristiques g√©ologiques sur Titania : les crat√®res d'impact, les chasmata (canyons) et les rupes (escarpements de faille)[25]. Les surfaces de Titania sont moins crat√©ris√©es que celles d'Ob√©ron et Umbriel, ce qui est le signe qu'elles sont beaucoup plus jeunes[23]. Le diam√®tre des crat√®res va de quelques kilom√®tres √† 326 kilom√®tres pour le plus grand crat√®re connu[23], Gertrude[26]. Certains crat√®res (par exemple, Ursula et Jessica) sont entour√©s par des √©jectas d'impact brillants (des rayons de glace relativement fra√ģche)[4]. Tous les grands crat√®res de Titania ont un fond plat et un piton central. La seule exception est Ursula qui a une d√©pression en son centre[23]. √Ä l'est de Gertrude se trouve une zone pr√©sentant une typographie irr√©guli√®re, appel√©e ¬ę bassin sans-nom ¬Ľ (unnamed basin en anglais), qui pourrait √™tre un autre bassin d'impact tr√®s d√©grad√© d'un diam√®tre de 330 km[23]. Les planchers des plus grands crat√®res, Hamlet, Othello et Macbeth, sont compos√©s de mat√©riaux tr√®s sombres d√©pos√©s apr√®s leur formation[23].

La surface de Titania est parcourue par un immense syst√®me de failles normales ou d'escarpements de faille. Dans certains r√©gions, deux failles parall√®les sont le signe de d√©pressions dans la cro√Ľte du satellite[4], forment des grabens qui sont parfois appel√©s canyons[27]. Le plus grand canyon de Titania est Messina Chasma, d'une longueur de 1 500 km, qui s'√©tend de l'√©quateur presque jusqu'au p√īle sud[25]. Les grabens sur Titania ont une largeur de 20 √† 50 km et une profondeur de 2 √† 5 km[4]. Les escarpements qui ne sont pas li√©s aux canyons sont appel√©s rupes, comme Rousillon Rupes pr√®s du crat√®re Ursula[25] . Les r√©gions le long des escarpements et pr√®s d'Ursula apparaissent lisses √† la r√©solution de Voyager 2. Ces plaines lisses ont probablement connu un √©pisode de resurfa√ßage √† une √©poque post√©rieure de l'histoire g√©ologique de Titania, apr√®s que la majorit√© des crat√®res se sont form√©s. Le resurfa√ßage aurait pu √™tre soit de nature endog√®ne (√©ruption de mat√©riau fluide provenant de l'int√©rieur par cryovolcanisme), soit √™tre d√Ľ au recouvrement par des √©jectas d'impact issus des grands crat√®res voisins[23]. Les grabens sont probablement les caract√©ristiques g√©ologiques les plus jeunes de Titania car ils traversent les crat√®res et certaines plaines lisses[27].

La g√©ologie de Titania a √©t√© influenc√©e par deux ph√©nom√®nes majeurs : la formation de crat√®res d'impact et le resurfa√ßage endog√®ne[27]. Le premier processus existe depuis la cr√©ation de Titania et a eu une influence sur toutes les surfaces de la lune. Le second, le resurfa√ßage endog√®ne, eut √©galement un impact global mais fut uniquement actif durant quelque temps suivant la formation de la lune[23]. Ces deux processus auraient transform√© les anciennes surfaces fortement crat√©ris√©es, expliquant le relativement faible nombre de crat√®res d'impact visibles sur la surface actuelle de la lune[4]. D'autres √©pisodes de resurfa√ßage pourraient s'√™tre produits ult√©rieurement et conduit √† la formation des plaines lisses[4]. Une autre hypoth√®se est que les plaines lisses soient dues au d√©p√īt d'√©jectas d'impact des crat√®res voisins[27]. Les proc√©d√©s endog√®nes les plus r√©cents √©taient principalement de nature tectonique et sont responsables de la formation des canyons, d'immenses craquelures dans la cro√Ľte glac√©e[27]. Ces craquelures sont dues √† l'expansion d'Ob√©ron par un facteur d'environ 0,7 %[27].

Caractéristiques géologiques nommées sur Titania[25]
Caractéristique Origine du nom Type Longueur
(diamètre)
(km)
Latitude
(¬į)
Longitude
(¬į)
Belmont Chasma Belmont, Italie (Le Marchand de Venise) Chasma 238 ‚Äď8,5 32,6
Messina Chasma Messine, Italie (Beaucoup de bruit pour rien) 1 492 ‚Äď33,3 335
Rousillon Rupes Roussillon, (Tout est bien qui finit bien) Rupes 402 ‚Äď14,7 23,5
Adriana Adriana (La Com√©die des erreurs) Crat√®re 50 ‚Äď20,1 3,9
Bona Bona (Henri VI, Partie 3) 51 ‚Äď55,8 351,2
Calphurnia Calphurnia (Jules C√©sar) 100 ‚Äď42,4 391,4
Elinor √Čl√©onore (Le Roi Jean) 74 ‚Äď44,8 333,6
Gertrude Gertrude (Hamlet) 326 ‚Äď15,8 287.1
Imogen Imog√®ne (Cymbeline) 28 ‚Äď23,8 321,2
Iras Iras (Antoine et Cl√©op√Ętre) 33 ‚Äď19,2 338,8
Jessica Jessica (Le Marchand de Venise) 64 ‚Äď55,3 285,9
Katherine Catherine (Henri VIII) 75 ‚Äď51,2 331,9
Lucetta Lucette (Les Deux Gentilshommes de V√©rone) 58 ‚Äď14,7 277,1
Marina Marina (P√©ricles, prince de Tyr) 40 ‚Äď15,5 316
Mopsa Mopsa (Le Conte d'hiver) 101 ‚Äď11,9 302,2
Phrynia Phryn√© (Timon d'Ath√®nes) 35 ‚Äď24,3 309,2
Ursula Ursule (Beaucoup de bruit pour rien) 135 ‚Äď12,4 45,2
Valeria Val√©rie (Coriolan) 59 ‚Äď34,5 4,2

Atmosphère

La pr√©sence de dioxyde de carbone √† la surface sugg√®re que Titania pourrait avoir une atmosph√®re saisonni√®re et t√©nue de CO2, semblable √† celle de la lune jovienne de Callisto[n 6],[2]. D'autres gaz comme l'azote ou le m√©thane ne sont probablement pas pr√©sents √† la surface de Titania car sa faible gravit√© ne pourrait les emp√™cher de s'√©chapper dans l'espace. √Ä la temp√©rature maximale atteignable durant le solstice d'√©t√© de Titania (89 K), la pression de vapeur saturante du dioxyde de carbone est d'environ 3 nbar[2].

Le 8 septembre 2001, Titania a occult√© une √©toile de magnitude apparente 7,2 (HIP106829) ; cet √©v√©nement a permis de pr√©ciser le diam√®tre et l'√©ph√©m√©ride de la lune et d'identifier une √©ventuelle atmosph√®re. Aucune atmosph√®re d'une pression sup√©rieure ou √©gale √† 10-20 nanobars n'a √©t√© d√©tect√©e. Toutefois, la pression maximale possible de dioxyde de carbone √† la surface de Titania est plusieurs fois inf√©rieure √† 10-20 nanobars ; la mesure effectu√©e n'a donc pas permis de placer de contraintes sur les param√®tres de l'atmosph√®re[2]. Si Titania est pourvue d'une atmosph√®re, celle-ci doit √™tre beaucoup plus faible que celle de Triton et Pluton[2].

En raison de la g√©om√©trie particuli√®re du syst√®me uranien, les p√īles des satellites re√ßoivent plus d'√©nergie solaire que les r√©gions √©quatoriales[18]. La pression de vapeur saturante de CO2 augmentant fortement avec la temp√©rature[2], le dioxyde de carbone pourrait s'accumuler dans les zones de faible latitude, o√Ļ il pourrait exister sous forme stable sur les taches d'alb√©do √©lev√© et les zones de la surface √† l'ombre de la surface sous forme de glace. Durant l'√©t√©, Titania est le th√©√Ętre d'un cycle du carbone : quand les temp√©ratures polaires atteignent 85-90 K[2],[18], le dioxyde de carbone se sublime et migre vers le p√īle oppos√© et les r√©gions √©quatoriales. Le dioxyde de carbone accumul√© peut √™tre √©ject√© des zones froides par les particules de la magn√©tosph√®re qui √©rodent la surface. Titania aurait ainsi perdu une proportion significative de son dioxyde de carbone depuis sa formation il y a 4,6 milliards d'ann√©es[18].

Origine et évolution

Titania se serait formé à partir d'un disque d'accrétion ou sous-nébuleuse, c'est-à-dire un disque de gaz et de poussières. Celui-ci aurait soit été présent autour d'Uranus pendant quelque temps après sa formation, soit il aurait créé par l'impact géant auquel Uranus doit son oblicité[28]. La composition précise de la sous-nébuleuse est inconnue, mais la densité relativement élevée de Titania et d'autres lunes d'Uranus par rapport aux lunes de Saturne indique qu'elle devait être pauvre en eau[n 7],[4]. Cette nébuleuse aurait pu être composée d'importantes quantités d'azote et de carbone présents sous forme de monoxyde de carbone (CO) et de diazote (N2) et non pas sous forme d'ammoniac ni de méthane[28]. Les satellites formés dans cette sous-nébuleuse contiendraient moins de glace d'eau (avec du CO et de N2 piégés sous forme de clathrates) et davantage de roches, ce qui expliquerait leur densité élevée[4].

L'accr√©tion de Titania dura probablement plusieurs milliers d'ann√©es[28]. Les impacts qui accompagn√®rent l'accr√©tion ont chauff√© la couche externe du satellite[29]. La temp√©rature maximale d'environ 250 K a √©t√© atteinte √† la profondeur d'environ 60 km[29]. Apr√®s la fin de la formation du satellite, la couche sub-surfacique s'est refroidie, tandis que l'int√©rieur de Titania fut √©chauff√© par la d√©composition des √©l√©ments radioactifs pr√©sents dans les roches[4]. La couche refroidie sous la surface s'est contract√©e, tandis que l'int√©rieur s'est dilat√©. Cela entra√ģna de fortes contraintes dans la cro√Ľte du satellite et provoqua des craquelures. Ce processus qui dura environ 200 millions d'ann√©es pourrait √™tre √† l'origine du syst√®me de canyons visible sur Titania[30]. Toute activit√© endog√®ne a cess√© il y a plusieurs milliards d'ann√©es[4].

L'√©chauffement initial suite √† l'accr√©tion et la d√©sint√©gration radioactive des √©l√©ments ont sans doute √©t√© suffisamment intenses pour faire fondre la glace si un antigel tel l'ammoniac (sous la forme d'hydrate d'ammoniac) √©tait pr√©sent[29]. Une fusion importante pourrait avoir s√©par√© la glace des roches et engendrer la formation d'un noyau rocheux entour√© d'un manteau de glace. Une couche d'eau liquide (oc√©an) riche en ammoniac dissous pourrait s'√™tre form√©e √† la fronti√®re entre le noyau et le manteau[21]. La temp√©rature de fusion de ce m√©lange est de 176 K[21]. Si la temp√©rature a chut√© en dessous de cette valeur, l'oc√©an serait d√©sormais gel√©. La solidification de l'eau aurait conduit √† l'expansion de l'int√©rieur, une autre cause possible de la formation des canyons[23]. N√©anmoins, les connaissances actuelles sur l'√©volution pass√©e de Titania restent tr√®s limit√©es.

Exploration

Article d√©taill√© : Exploration d'Uranus.

√Ä l'heure actuelle (octobre 2009), les seules images disponibles de Titania sont des clich√©s de faible r√©solution pris par la sonde Voyager 2, qui a photographi√© la lune lors de son survol d'Uranus en janvier 1986. La distance minimale entre la sonde Voyager 2 et Titania ayant √©t√© de 365 200 km[31], les meilleures images de la lune ont une r√©solution spatiale d'environ 3,4 km (seules Miranda et Ariel furent photographi√©es avec de meilleures r√©solutions)[23]. Les images couvrent environ 40 % de la surface, mais seuls 24 % de la surface furent photographi√©s avec une qualit√© suffisante pour effectuer une cartographie g√©ologique[23]. Lors du survol de Titania, l'h√©misph√®re sud √©tait point√© vers le Soleil et par cons√©quent l'h√©misph√®re nord √©tait sombre et ne put donc pas √™tre √©tudi√©[4]. Aucune autre sonde spatiale n'a visit√© Uranus et Titania depuis. Le programme Uranus orbiter and probe, dont le lancement pourrait √™tre programm√© pour les ann√©es 2020 √† 2023, devrait apporter des pr√©cisions sur la connaissance des satellites d'Uranus et notamment sur Titania[32].

Annexes

Article connexe

Lien externe

Notes

  1. ‚ÜĎ Gravit√© √† la surface d√©duite de la masse m, de la constante gravitationnelle G et du rayonr : Gm / r2.
  2. ‚ÜĎ Vitesse de lib√©ration d√©duite de la masse m, de la constante gravitationnelle G et du rayonr : 2Gm / r.
  3. ‚ÜĎ Les cinq grands satellites d'Uranus sont Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Ob√©ron.
  4. ‚ÜĎ Les sept lunes plus massives qu'Ob√©ron sont Ganym√®de, Titan, Callisto, Io, la Lune, Europe et Triton. Source : (en) Planetary Satellite Physical Parameters, Jet Propulsion Laboratory, NASA. Consult√© le 31 janvier 2009 (NASA)
  5. ‚ÜĎ La couleur est d√©termin√©e par le ratio des alb√©dos vus √† travers les filtres vert (0,52‚Äď0,59 őľm) et violet (0,38‚Äď0,45 őľm) de Voyager. Sources : Bell et al., 1991 & Buratti et al., 1991.
  6. ‚ÜĎ La pression partielle de CO2 √† la surface de Callisto est d'environ 10 pbar.
  7. ‚ÜĎ Par exemple, T√©thys, une lune de Saturne, a une densit√© de 0,97 g/cm3, ce qui signifie qu'elle contient plus de 90 % d'eau. Source : Grundy et al., 2006.

Références

  1. ‚ÜĎ a, b, c, d et e (en) Planetary Satellite Physical Parameters, Jet Propulsion Laboratory, NASA. Consult√© le 31 janvier 2009 (NASA)
  2. ‚ÜĎ a, b, c, d, e, f, g, h et i (en) T. Widemann, B. Sicardy, R. Dusser et et al., ¬ę Titania‚Äôs radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation ¬Ľ, dans Icarus, vol. 199, 2008, p. 458‚Äď476 [texte int√©gral [PDF], lien DOI] 
  3. ‚ÜĎ a et b (en) R.A. Jacobson, ¬ę The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data ¬Ľ, dans The Astronomical Journal, vol. 103, no 6, 1992, p. 2068‚Äď78 [texte int√©gral, lien DOI] 
  4. ‚ÜĎ a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k, l et m (en) B.A. Smith, L.A. Soderblom, A. Beebe et et al., ¬ę Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results ¬Ľ, dans Science, vol. 233, 1986, p. 97‚Äď102 [texte int√©gral, lien PMID, lien DOI] 
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Cet article est reconnu comme ¬ę article de qualit√© ¬Ľ depuis sa version du 22 mai 2011 (comparer avec la version actuelle).
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