Anneaux d'Uranus - Définition

Système d´anneaux externes

Les anneaux μ et ν d´Uranus (R/2003 U1 and U2) à partir d'images prises par le Télescope spatial Hubble en 2005.

En 2003 – 2005, le télescope spatial Hubble détecte une paire d´anneaux encore inconnus, appelés aujourd'hui le système d´anneaux externe, ce qui fait monter le nombre d´anneaux d´Uranus à treize. Ces anneaux ont été nommés anneaux μ and ν. L´anneau μ est le plus externe de la paire, et est deux fois plus éloigné de la planète que l´anneau brillant η. Ces anneaux externes diffèrent des anneaux internes étroits par beaucoup de critères : μ et ν sont larges (17 000 km et 3 800 km) et très ténus ; leur densités optiques normales maximales sont de 8,5×10^-6 et 5,4×10^-6 ; leurs densités optiques équivalentes sont de 0,14 km et 0,012 km respectivement. Leur profil radial de brillance est triangulaire.

La brillance maximale de l´anneau μ se trouve presque le long de l´orbite de la petite lune Mab, qui est sans doute la source des particules de l´anneau. L´anneau ν se situe entre Portia et Rosalinde, et ne contient pas de lune sur sa surface. Une nouvelle analyse des images de Voyage 2 en lumière diffusée vers l´avant montre clairement les anneaux μ et ν. Dans cette géométrie, les anneaux sont bien plus brillants, ce qui indique qu´ils contiennent beaucoup de poussière micrométrique. Ils peuvent être semblables aux anneaux G et E de Saturne : l´anneau G manque aussi de tout corps qui pourrait l’alimenter en poussière, et l’immense anneau E reçoit de la poussière d´Encelade.

L´anneau μ peut consister entièrement en poussières, sans aucune grande particule du tout. Cette hypothèse est renforcée par des observations du télescope Keck, qui n´ont pas réussi à détecter l´anneau μ dans l´infrarouge proche à 2,2 μm mais a détecté l´anneau ν. Ceci montre que l’anneau μ est de couleur bleue, et donc qu´il est composé en majorité de très petites particules (submicrométriques). Cette poussière peut être constituée de glace. L´anneau ν est lui plutôt coloré en rouge.

Anneaux de poussières

Anneau λ

Photo en pose longue des anneaux internes d'Uranus, prise vers l’arrière par Voyager 2. Le Soleil se trouve à 7,5° du centre du cliché. En diffusion en avant de la lumière, les bandes de poussière non visibles sous d'autres perspectives peuvent être vues, comme les autres anneaux.

l´anneau λ est un des deux anneaux découverts par Voyager 2 en 1986. C'est un anneau étroit et ténu, situé juste à l'intérieur de l´anneau ε, entre l´anneau et sa lune bergère, Cordélia. Cette lune a nettoyé une bande vide juste au milieu de l’anneau λ. Quand on l´examine en lumière diffusée vers l’arrière, l´anneau λ est extrêmement étroit : de 1 à 2 km et a une densité optique équivalente de 0,1 à 0,2 km à la longueur d'onde de 2,2 µm. La densité optique normale est de 0,1 à 0,2. La densité optique de l’anneau λ présente une forte dépendance de la longueur d'onde de la lumière, ce qui est atypique pour le système d'anneaux d'Uranus. La densité optique équivalente s'élève à 0,36 km dans l'ultraviolet, ce qui explique pourquoi l´anneau λ n'a été détecté au début que dans les occultations stellaires UV par Voyager 2. La détection à la longueur d'onde de 2,2 µm par occultation stellaire n'a été annoncée qu'en 1996.

L'aspect de l’anneau λ change tout à fait quand on l´observe en lumière diffusée vers l´avant, comme l’a fait Voyager 2 en 1986. Dans cette perspective, l’anneau devient la structure la plus brillante du système d'anneaux d'Uranus, plus brillante encore que l´anneau ε. Cette observation, conjuguée à la dépendance de la densité optique en fonction de la longueur d'onde de la lumière, indique que l´anneau λ contient une quantité appréciable de poussière de la taille de l'ordre du micromètre. La densité optique normale de cette poussière est de 10^-4 à 10^-3 . Les observations faite en 2007 par le télescope Keck pendant l'événement de croisement du plan de l’anneau ont confirmé cette conclusion, parce que l´anneau λ est devenu une des structures les plus brillantes du système d'anneaux.

Une analyse détaillée des images de Voyager 2 ont révélé des variations azimutales de la brillance de l´anneau λ. Les variations semblent périodiques, évoquant une onde stationnaire. L'originie de cette structure détaillée de l´anneau λ reste mystérieuse.

Anneau 1986U2R/ζ

Cliché qui a permis la découverte de l´anneau 1986U2R

En 1986, Voyager 2 a détecté une bande large mais ténue de matière à l'intérieur de l´anneau 6. Cet anneau a reçu la désignation temporaire de 1986U2R. Il a une densité optique normale de 10^-3 ou moins, et est extrêmement ténu. Il va de 37 000 à 39 500 km du centre d'Uranus, c'est-à-dire seulement 12 000 km au-dessus des nuages. Il n'a pas été observé jusqu´en 2003 – 2004, quand le télescope Keck a observé une bande de matière ténue mais large juste à l´intérieur de l´anneau 6. Cet anneau a été nommé « anneau ζ ». Cependant la position de cet anneau ζ diffère de façon significative de celle observée pour 1986U2R en 1986 : il est situé de 37 850 à 41 350 km du centre de la planète. Il y a une extension qui va vers l'intérieur en s'atténuant jusqu'à 32 600 km au moins.

l´anneau ζ a été encore observé pendant le croisement du plan de l´anneau en 2007, et il y est même devenu l'élément le plus brillant de tout le système d'anneaux, surpassant même en luminosité tout le reste. La densité optique équivalente de cet anneau approche 1 km (0,6 km pour l’extension interne), tandis que la densité optique normale ne dépasse pas 10^-3 . Les aspects assez différents des anneaux 1986U2R et ζ peuvent être causés par les différentes géométries de l'observation : diffusion vers l´arrière en 2003 – 2007, et diffusion vers le côté en 1986. Cependant, il ne peut pas être exclu que des changements dans la répartition de la poussière, que l'on suppose dominante dans l´anneau, soient survenus dans les 20 dernières années.

Autres bandes de poussière

Outre les anneaux 1986U2R/ζ et λ, il existe d'autres bandes de poussière très ténues dans le système des anneaux d'Uranus. Elles sont invisibles pendant les occultations en raison de leur densité optique négligeable, malgré leur brillance en diffusion vers l´avant. Les images de Voyager 2 en lumière diffusée vers l’avant révèlent l´existence de bandes de poussière brillantes entre les anneaux λ et δ, entre η et β, et entre α et 4. Beaucoup de ces bandes ont été détectées à nouveau en 2003 – 2004 par le télescope Keck, et pendant le croisement du plan de l´anneau en 2007 en lumière diffusée vers l’arrière, mais leurs positions précises et leurs brillances relatives étaient différentes de celles observées par Voyager 2. La densité optique normale de ces bandes de poussière ne dépasse pas environ 10^-5. On pense que la distribution des dimensions des particules de poussière suit une loi de puissance d'indice  .