1er mai 1949 : Néréide la Lune de Neptune est découverte
Néréide – En profondeur
Gerard Kuiper découvre Néréide, (2ème satellite de Neptune)
1er mai 1949 : Néréide la Lune de Neptune est découverte
Le 1er mai 1949, la lune Néréide de Neptune a été découverte par l’astronome néerlandais Gerard Kuiper. C’était la deuxième des 14 lunes découvertes à Neptune. C’était aussi la dernière à avoir été découverte avec certitude avant que le vaisseau spatial Voyager 2 de la NASA ne survole Neptune en 1989. Les astronomes soupçonnaient qu’ils avaient déjà observé une troisième lune, mais elle n’a été vue qu’après la mission Voyager 2.
Kuiper a repéré Nereid à l’aide d’un télescope à réflecteur de 82 pouces à l’observatoire McDonald au Texas. Il a décidé de lui donner le nom des nymphes de la mer dans la mythologie grecque. Neptune était le dieu romain de la mer, donc Kuiper est resté fidèle au thème nautique lorsqu’il a choisi ce nom. Malgré des années d’observations astronomiques, la forme exacte de Néréide reste un mystère. Voyager 2 a obtenu quelques photos de Nereid, mais elles ont été prises à près de 3 millions de kilomètres et étaient assez pixélisées. Cependant, des observations spectroscopiques ont montré qu’il a une couleur neutre et peut avoir de la glace d’eau à sa surface.
Néréide – En profondeur
Découverte
Nereid a été découvert le 1er mai 1949 par Gerard P. Kuiper avec un télescope au sol. C’était le dernier satellite de Neptune à être découvert avant les découvertes de Voyager 2 quatre décennies plus tard.
Aperçu
Néréide est l’une des plus éloignées des lunes connues de Neptune et fait partie des plus grandes. Néréide est unique car elle possède l’une des orbites les plus excentriques de toutes les lunes de notre système solaire. Néréide est si loin de Neptune qu’il faut 360 jours terrestres pour faire une orbite. Cette orbite étrange suggère que Nereid pourrait être un astéroïde capturé ou un objet de la ceinture de Kuiper ou qu’il a été fortement perturbé lors de la capture de la plus grande lune de Neptune, Triton.
Comment Nereid a obtenu son nom
Nereid tire son nom des Néréides, nymphes de la mer, dans la mythologie grecque. Kuiper a proposé le nom lorsqu’il a rapporté sa découverte.
1949 : Le 1er mai 1949, Gerard Kuiper découvre Néréide, le deuxième satellite de Neptune, le plus externe et le troisième plus grand des satellites connus de Neptune.
L’orbite de Néréide est la plus excentrique de toutes les planètes ou satellites du système solaire ; sa distance à Neptune varie de 1 353 600 à 9 623 700 kilomètres. L’orbite étrange de Nereid indique qu’il pourrait s’agir d’un astéroïde capturé. Le nom, Nereid fait référence aux nymphes de la mer qui habitent la mer Méditerranée, les 50 filles de Nereus et Doris.
Kuiper, un astronome hollandais-américain (1905-1973) a également étudié la surface de la Lune ; découvert Miranda, une lune d’Uranus; et a trouvé une atmosphère sur Titan, une lune de Saturne.
L’un des objectifs de la mission NASA/ESA Cassini-Huygens est d’explorer l’atmosphère de Titan.
Gerard Kuiper a découvert Nereid le 1er mai 1949. Nereid est le deuxième satellite de Neptune, le plus externe et le troisième plus grand des satellites connus de Neptune. L’orbite de Néréide est la plus excentrique de toutes les planètes ou satellites du système solaire ; sa distance à Neptune varie de 1 353 600 à 9 623 700 kilomètres. L’orbite étrange de Nereid indique qu’il peut s’agir d’un astéroïde capturé ou d’un objet de la ceinture de Kuiper. Le nom, Nereid fait référence aux nymphes de la mer qui habitent la mer Méditerranée, les 50 filles de Nereus et Doris. Kuiper, un astronome hollandais-américain (1905-1973) a également étudié la surface de la Lune ; découvert Miranda, une lune d’Uranus; et a trouvé une atmosphère sur Titan, une lune de Saturne.
Nouveaux satellites d’Uranus et de Neptune
Dans la circulaire n° 312 de la British Astronomical Association, certains détails sont donnés concernant les deux satellites nouvellement découverts d’Uranus et de Neptune, respectivement ; Les deux ont été découverts par Gerard P. Kujper lors de sa recherche de nouveaux satellites avec le réflecteur de 82 pouces de l’observatoire McDonald de l’Université du Texas. Le nouveau satellite d’Uranus, maintenant nommé Miranda, a été découvert le 16 février 1948, magnitude 17, et est maintenant connu pour avoir une période d’environ 33h. 56m. Le mouvement est approximativement circulaire et dans le plan des quatre autres satellites. Neptune ii, pour laquelle le nom de Néréide a été proposé par le découvreur, a été trouvé le 1er mai 1949, sur des plaques exposées pendant quarante minutes au foyer principal, avec le miroir arrêté à soixante-six pouces ( f/5). Sa magnitude a été estimée à 19,5, et des observations ultérieures montrent que sa période est d’environ deux ans et que le plan de son orbite est à moins de six degrés de l’écliptique. Kuiper dit que, comme Neptune pourrait retenir des satellites près de dix fois plus éloignés que Néréide, avec des périodes allant jusqu’à une cinquantaine d’années, d’autres travaux sont prévus pour couvrir les régions extérieures du système.Satellites d’Uranus et Neptune, et le système Pluton-Charon
Des travaux récents sur les satellites uraniens ont révélé bon nombre de leurs propriétés physiques fondamentales. Des mesures radiométriques ont montré qu’Ariel, Umbriel, Titania et Oberon ont des diamètres allant de 1630 à 1110 km et des albédos allant de 0,30 à 0,18. Les observations spectrophotométriques de Miranda supposent qu’il pourrait avoir le plus haut albédo des satellites uraniens connus et un diamètre d’environ 500 km. Les cinq satellites connus d’Uranus ont des surfaces composées de glace d’eau contaminée par de petites quantités de matière sombre. Des deux satellites confirmés de Neptune, seul Triton est suffisamment brillant pour permettre l’étude de ses caractéristiques physiques.La spectroscopie a indiqué du méthane et peut-être de l’azote à la surface de Triton. Une atmosphère doit entourer Triton. Pluton et Charon constituent un couple planète-satellite unique dans le système solaire. Pluton est de taille sublunaire et une surface avec du méthane solide réparti irrégulièrement dessus. Une atmosphère ténue composée de méthane et peut-être d’autres gaz enveloppe Pluton.
Les anneaux et les petites lunes d’Uranus et de Neptune
Les quatre planètes géantes sont entourées de systèmes distincts d’anneaux et de petits satellites intérieurs. Ceux-ci résident tous à l’intérieur ou à proximité de la limite Roche de leur planète centrale, la frontière approximative à l’intérieur de laquelle les corps maintenus ensemble par l’auto-gravité seront perturbés par les forces de marée. Cependant, les similitudes des quatre systèmes anneau-lune s’arrêtent ici; à bien d’autres égards, ils sont remarquablement divers. Nous étudions ces systèmes pour trois raisons principales : (1) pour les informations qu’ils révèlent sur les propriétés, l’histoire et l’évolution continue des systèmes planétaires dont ils font partie ; (2) en tant qu’analogues dynamiques pour d’autres systèmes astrophysiques tels que les disques protoplanétaires ; et (3) pour la richesse des propriétés fascinantes et des scénarios d’origine qui les rendent dignes d’être étudiés à part entière. Le système interne d’Uranus est caractérisé par 10 anneaux étroits, certains assez denses, ainsi que par une variété de structures plus ténues. Celles-ci sont accompagnées de 13 lunes connues toutes en orbite à l’intérieur de Miranda. Neuf d’entre eux, de Bianca à Perdita, comprennent l’ensemble de lunes le plus dense du système solaire, avec des orbites si proches que leurs interactions semblent entraîner le chaos sur des échelles de temps d’environ 106 ans. Neptune a cinq anneaux nommés, tous optiquement minces, entrelacés de sept lunes intérieures. La caractéristique la plus notable est un ensemble d’arcs intégrés dans l’anneau d’Adams ; deux de ces arcs sont stables depuis des décennies.
Chacune des quatre planètes géantes de notre système solaire est accompagnée d’une famille distincte d’anneaux et de lunes (figure 1). Les anneaux dominent généralement la région la plus proche de chaque planète, où les forces de marée peuvent surmonter l’auto-gravité et la force interne des corps plus grands, les brisant ou les empêchant de se former. Plus loin, la limite de Roche définit la limite intérieure approximative des corps solides plus grands, qui sont maintenus ensemble par leur propre gravité ; ici, les anneaux et les lunes ont tendance à s’entremêler. Au-delà des limites de la figure 1, et également au-delà de la portée de cette brève revue, se trouvent les systèmes les plus connus des satellites « classiques ». Les plus éloignés de tous sont de nombreux petits satellites « irréguliers ». En tant que corps capturés, les irréguliers se distinguent des lunes des systèmes planétaires internes qui, à l’exception notable du grand intrus de Neptune, Triton, se sont probablement formés sur place.
La figure 1 illustre la remarquable diversité de ces quatre systèmes anneau-lune. Les anneaux peuvent être étroits ou larges, optiquement épais ou optiquement fins, structurés ou sans relief. Nous étudions ces systèmes pour trois raisons principales. Premièrement, ils fournissent une mine d’informations sur l’histoire et l’évolution en cours des systèmes planétaires dont ils font partie. Deuxièmement, ce sont des analogues dynamiques des disques protoplanétaires, présentant bon nombre des mêmes processus, mais beaucoup plus faciles à observer pour nous. Troisièmement, ils ont de nombreuses propriétés mystérieuses et inattendues, qui les rendent dignes d’être étudiés à part entière.
Les systèmes Jupiter et Saturne ont été étudiés en détail par des missions spatiales telles que Pioneer, Voyager, Galileo, Cassini, New Horizons et Juno. Uranus et Neptune ont reçu beaucoup moins d’attention, les brefs survols du Voyager dans les années 1980 fournissant les seules données rapprochées. Ici, je donne un bref aperçu de nos connaissances actuelles sur ces systèmes fascinants, en me concentrant sur certaines des questions clés qui pourraient être abordées par des missions sur l’un ou l’autre de ces systèmes fascinants, ou de préférence sur les deux.
Petits satellites de Neptune
Le système Neptune est dominé par Triton, un grand corps sur une orbite rétrograde, qui a probablement été capturé depuis la ceinture de Kuiper au début de l’histoire du système. Triton est arrivé sur une orbite très excentrique, ce qui aurait perturbé tout système lunaire annulaire préexistant. Plus tard, une fois l’orbite de Triton circularisée, le système anneau-lune que nous voyons aujourd’hui s’est formé à partir des débris laissés sur place. Ce scénario d’origine peut expliquer, en partie, pourquoi le système interne de Neptune semble ordonné par rapport à ceux d’Uranus et de Saturne. Les images de Voyager ont révélé six satellites intérieurs, dont la taille augmente de manière monotone avec la distance de la planète ; cependant, une septième lune découverte plus récemment, Hippocamp, viole cette tendance.
Suite à la reformation post-Triton des lunes intérieures de Neptune, l’évolution de ces lunes a été dominée par deux processus clés, l’évolution des marées et les impacts cométaires. Chaque lune crée son propre renflement de marée dans Neptune, et ce renflement entraîne ensuite son évolution orbitale. Les lunes progrades hors orbite synchrone, Hippocamp et Proteus, tournent lentement vers l’extérieur, tandis que les autres tournent vers l’intérieur. Les lunes plus grandes créent un renflement plus grand et migrent donc plus rapidement que les petites lunes. Les simulations suggèrent que Proteus, la plus externe et la plus grande des lunes intérieures (a = 117 647 km, diamètre d’environ 420 km), pourrait avoir migré vers l’extérieur d’environ 10 000 km depuis sa formation. Cela place le point d’origine de Proteus assez près de l’endroit où se trouve maintenant le petit Hippocamp (a = 105 284 km, diamètre d’environ 35 km). Showalt et al. suggèrent qu’Hippocamp pourrait en fait être un fragment de Protée, qui a été brisé par un impact cométaire au début de l’histoire du système. Hippocamp migre très lentement, donc Proteus l’aurait laissé derrière lui lors de sa migration vers son emplacement actuel. Cette hypothèse est étayée par le fait que Proteus possède un cratère particulièrement grand, appelé Pharos, qui a probablement éjecté environ 50 fois le volume d’Hippocamp lui-même.
L’histoire de la migration orbitale a été enregistrée dans les éléments orbitaux de certaines des lunes intérieures. Avec sept lunes migrant chacune à leur propre rythme, les lunes doivent avoir traversé de nombreuses résonances orbitales les unes avec les autres. Ces passages résonnants peuvent exciter des excentricités et des inclinaisons, qui persistent après chaque rupture de résonance. C’est probablement l’origine de l’inclinaison inhabituellement élevée de 4,7° de la lune la plus interne de Neptune, Naïade. Cette grande inclinaison, à son tour, a permis la formation d’une résonance verticale inhabituelle de quatrième ordre avec la lune adjacente, Thalassa. Cette configuration stabilise les deux orbites en garantissant que les deux lunes ne sont jamais aussi proches qu’on pourrait s’y attendre étant donné que les orbites ne sont séparées que de Δa = 1847 km. Au lieu de cela, chaque fois que Naiad chevauche Thalassa, la résonance garantit que Naiad est à 45 ° de l’un de ses nœuds, et donc à environ 2800 km au-dessus ou en dessous du plan d’orbite de Thalassa. Du point de vue de Thalassa, Naïade ne traverse jamais le disque de Neptune lors de ces rencontres.
Voici quelques questions clés ouvertes sur les petits satellites de Neptune : (1) Quelles sont les propriétés de surface, les compositions et les masses de ces lunes ? Ces compositions sont-elles primordiales ou dérivées de Triton ? (2) Que peut nous dire l’imagerie résolue sur le rôle des impacts et des ruptures cométaires dans l’évolution des lunes ? Par exemple, l’apparence et la composition d’Hippocampe sont-elles compatibles avec l’idée qu’il a été détaché de Protée ? (3) Comment la composition de surface de Néréide se compare-t-elle à celle des autres, et qu’est-ce que cela nous apprend sur l’origine de Néréide ? (4) Plus généralement, comment pouvons-nous assembler ces informations dans une compréhension globale de l’histoire unique du système Neptune ?
Le système d’anneaux de Neptune
Plusieurs anneaux, tous optiquement fins, poussiéreux et généralement dépourvus de structure à échelle fine, sont répartis entre les quatre lunes les plus internes de Neptune (figure 5) . Une revue récente de de Pater et al. résume très bien l’état actuel de nos connaissances ; nous commentons ici quelques questions scientifiques particulièrement intrigantes.
La caractéristique la plus inhabituelle et largement discutée dans les anneaux de Neptune est un ensemble d’arcs dans l’anneau d’Adams. Au début des années 1980, les tentatives de recherche d’anneaux de Neptune via des occultations stellaires ont donné des résultats incohérents, montrant parfois des événements d’occultation, mais généralement pas. Finalement, les observations ont été correctement interprétées comme indiquant la présence d’arcs incomplets plutôt que d’anneaux axisymétriques. Cette conclusion était assez surprenante, car le cisaillement de Kepler devrait anéantir les structures en forme d’arc sur des échelles de temps d’années. Néanmoins, le survol du Voyager a révélé les arcs en détail, montrant que quatre arcs relativement distincts, tous confinés dans un seul secteur d’environ 40°, étaient intégrés dans l’anneau d’Adams. De nombreuses explications ont été proposées au fil des ans; voir de Pater et al. pour un résumé. Initialement, il a été suggéré que les arcs sont confinés par une résonance particulière avec Galatea, mais des observations ultérieures ont montré que le mouvement moyen des arcs n’est pas compatible avec cette explication. Plus récemment, Showalter et al. ont montré qu’une résonance à trois corps impliquant Galatea et Larissa tombe précisément au sommet des arcs de l’anneau, fournissant une explication alternative prometteuse mais encore incomplète. L’explication complète des arcs devra également tenir compte du résultat déroutant selon lequel, depuis 1989, deux des arcs se sont estompés, tandis que les deux autres semblent beaucoup plus stables.![Neptune Facts: The Big Blue Planet [Infographic] - Earth How](https://earthhow.com/wp-content/uploads/2018/08/Neptune-850x850.jpg)
Le système d’anneaux Neptune comprend plusieurs autres composants. Un deuxième anneau étroit, Le Verrier, orbite juste à l’extérieur de la lune Despina, dans une configuration similaire à l’anneau d’Adams et à Galatée. Cependant, aucun des anneaux n’a de mécanisme évident de confinement. Une feuille de matériau plus large et plus pâle, Lassell, s’étend vers l’extérieur depuis Le Verrier; il existe des preuves limitées d’un léger éclaircissement, appelé Arago, sur le bord extérieur de cette feuille. Enfin, Galle est un anneau intérieur faible aux limites mal définies. Assez étrangement, cet arrangement d’anneaux n’a aucune relation évidente avec les emplacements des lunes incrustées.
Voici quelques questions clés sur les anneaux de Neptune : (1) Qu’est-ce qui confine les arcs ? (2) Pourquoi deux arcs se sont-ils estompés depuis 1986, mais pas les deux autres ? (3) Comment les arcs se sont-ils formés ? Peut-être fournissent-ils la preuve d’un impact cométaire dans un corps annulaire plus grand ; si tel est le cas, alors sur la base du taux d’évanouissement de deux arcs, ledit événement s’est probablement produit au cours du siècle dernier. (4) Quelles sont les tailles et compositions des particules de l’anneau ? Qu’est-ce que cela nous apprend sur leur origine et leur dynamique ? (5) Qu’est-ce qui confine les deux anneaux étroits ? (6) Quels processus définissent la structure annulaire observée ?
Lune de Neptune
En 1949, Gerard Kuiper a découvert Nereid, le deuxième satellite de Neptune, le plus externe et le troisième plus grand des satellites connus de Neptune. (Orbite : ave 5 513 400 km, diamètre : 340 km). L’orbite de Néréide est la plus excentrique de toutes les planètes ou satellites du système solaire ; sa distance à Neptune varie de 1 353 600 à 9 623 700 kilomètres. L’orbite étrange de Nereid indique qu’il peut s’agir d’un astéroïde capturé ou d’un objet de la ceinture de Kuiper. Le nom, Nereid fait référence aux nymphes de la mer qui habitent la mer Méditerranée, les 50 filles de Nereus et Doris. Kuiper, un astronome hollandais-américain (1905-1973) a également étudié la surface de la Lune ; découvert Miranda, une lune d’Uranus; et a trouvé une atmosphère sur Titan, une lune de Saturne.
https://solarsystem.nasa.gov/moons/neptune-moons/nereid/in-depth/
https://royalsocietypublishing.org/doi/10.1098/rsta.2019.0482
https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/1_May