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PRESENTATION AMAS

LES ANNEAUX DES PLANETES GAZEUSES

Un anneau planétaire est un anneau composé de poussières et d'autres petites particules orbitant autour d'une planète dans une région en forme de disque plat. Les anneaux planétaires les plus spectaculaires et connus sont ceux de Saturne mais chacune des planètes gazeuses du Système solaire possède un système d'anneaux.

COMPOSITION La composition des particules des anneaux est variable : ce sont soit des silicates, soit des poussières glacées. On y trouve également des rochers de taille supérieure. Parfois, certains anneaux ont des lunes ou « bergers » : ce sont de petits astres qui orbitent à proximité des bordures extérieures ou dans les « lacunes » des anneaux. La gravité engendrée par ces lunes maintient un bord précis aux anneaux. En effet, les matériaux qui s'en éloignent soit renvoyés dans l'anneau, soit éjectés de celui-ci, ou encore s'intègrent à la lune.

LES ANNEAUX DE SATURNE

Galilée est le premier à observer les anneaux de Saturne en 1610 à l'aide d'une lunette de sa fabrication, mais il n'arriva pas à identifier leur forme. Il vit en ces « taches » « deux serviteurs aidant le vieux et lent Saturne à faire son chemin » . Il a également décrit Saturne comme ayant des « oreilles » ou des « anses » . En 1612, le plan des anneaux était orienté directement vers la Terre et les anneaux semblent disparaître. Mystifié, Galilée se demandait : « comment Saturne a avalé ses enfants ? » , en faisant référence au dieu de la mythologie romaine, Saturne, qui dévorait ses propres enfants pour les empêcher de le renverser. Lorsque les anneaux sont de nouveau visibles en 1613, Galilée est en pleine confusion.

Invisibles de la Terre à l’œil nu, les anneaux de Saturne ont cependant une brillance suffisante pour être observés avec des jumelles. Bénéficiant d'une meilleure lunette que Galilée, le hollandais Christiaan Huygens va découvrir qu'il s'agit en fait d'un anneau entourant Saturne.

Les anneaux de Saturne sont les anneaux planétaires les plus importants du Système solaire. Bien qu'ils semblent continus vus depuis la Terre, ils sont en fait constitués d'innombrables particules de glace (95 à 99 % de glace d'eau pure selon les analyses spectroscopiques]) et de poussière dont la taille varie de quelques micromètres à quelques centaines de mètres ; ils ont chacun une orbite différente. Robert Hooke a également observé les anneaux et a noté les ombres projetées sur ces derniers.

En 1675, Giovanni Domenico Cassini découvre que l'anneau de Saturne est composé en fait d'un grand nombre d'anneaux concentriques séparés entre eux et émet l'hypothèse qu'ils sont constitués de cailloux s'entrechoquant. La plus grande des séparations, large de 4 800 km et située entre les anneaux A et B, sera baptisée par la suite « division de Cassini » .

En 1787, Pierre-Simon de Laplace suggère que les anneaux sont composés d'un grand nombre d'anneaux minces et solides. En 1859, James Clerk Maxwell reçoit le prix Adams en démontrant que les anneaux ne peuvent pas être solides car, dans ce cas, ils deviendraient instables et se briseraient. Il suggère que les anneaux sont composés de nombreuses petites particules, orbitant toutes de manière indépendante autour de Saturne. La théorie de Maxwell fut vérifiée en 1895 grâce à des analyses spectroscopiques effectuées par James Edward Keeler depuis l’ observatoire de Lick

Des agrégats de particules de glace constituent la partie solide des anneaux de Saturne. Ces formations allongées sont constamment en train de se former puis de se disperser. Les plus grandes d'entre elles ont quelques mètres de long. Les anneaux principaux s'étendent de 7 000 à 72 000 km à la hauteur de l‘équateur de Saturne, avec une épaisseur moyenne estimée de 10 mètres. Les anneaux peuvent inclure quelques impuretés du tholin et des silicates par exemple. Les anneaux principaux sont, à la base, composés de particules dont la taille varie de 1 cm à 10 m.

En octobre 2009, grâce au télescope spatial Spitzer, des astronomes découvrent un nouvel anneau situé à l'intérieur de l'orbite de la lune Phoebé, ne pouvant être mis en évidence qu'en infrarouge en raison de sa faible densité. Cet anneau est particulièrement étendu avec une largeur égale à 20 fois le diamètre de Saturne : son bord intérieur se situe à environ 6 millions de kilomètres de la surface de la planète tandis que son bord extérieur est situé à environ 12 millions de kilomètres. Ce dernier et l'anneau qui l'entoure sont probablement à l'origine de l'aspect particulier du satellite de Saturne Japet, qui présente une face noire et l'autre très blanche.

En 1980, le passage de la sonde Voyager 1 près de Saturne montre des détails jusqu'alors invisibles de la Terre, tels les « spokes » . En 2004, la sonde Cassini. Huygens se place en orbite autour de Saturne. Elle apporte des précisions sur les spokes et traverse les anneaux à plusieurs reprises.

Les spokes ne seront plus observés de près jusqu'à l'arrivée de la sonde spatiale Cassini vingt-cinq ans plus tard dans la banlieue de Saturne. Les photos prises par la sonde à son arrivée début 2004 ne font plus apparaitre de spokes. Certains scientifiques émirent alors l'hypothèse que le phénomène ne serait plus visible avant 2007 en s'appuyant sur la théorie utilisée pour expliquer leur formation. Mais, l'équipe de Cassini chargée de l'imagerie continua à recher leur présence dans les anneaux et les spokes furent détectés le 5 septembre 2005. Les spokes semblent être un phénomène saisonnier, qui disparait au milieu de l'hiver saturnien ainsi qu'au milieu de l'été et réapparaît lorsque Saturne est proche de l'équinoxe. L'hypothèse selon laquelle les spokes constituent un phénomène saisonnier, lié à la durée d'une année orbitale de Saturne (29, 7 ans) semble confirmée par leur réapparition progressive durant les dernières années de la mission Cassini.

La nomenclature des anneaux de Saturne est fixée par l’ Union Astronomique Internationale et publiée par celle-ci sur Gazetteer of Planetary Nomenclature. L'Union recense sept « anneaux principaux » désignés par une lettre latine majuscule de la lettre A à la lettre G, selon un ordre alphabétique correspondant à l'ordre chronologique de leurs découvertes. D'autre part, elle recense des « divisions » , correspondant à de larges régions séparant deux anneaux principaux, telle la division de Cassini qui sépare les anneaux B et A. Enfin, elle recense des « lacunes » au sein d'un anneau principal.

L'éclat et la pureté de la glace d'eau composant les anneaux de Saturne ont été cités pour appuyer une théorie selon laquelle ils seraient beaucoup plus jeunes que Saturne, peut-être de 100 millions d'années, car dans le cas contraire l'accumulation de poussières météorique aurait conduit à un assombrissement des anneaux. Toutefois, de nouvelles recherches indiquent que l'anneau B pourrait être assez massif pour diluer le matériau météorique et éviter ainsi un assombrissement notable sur une durée s'étendant presque jusqu'à la naissance du Système Solaire. Le matériau constituant l'anneau est recyclé : des agrégats se forment puis sont dispersés par les collisions. Ce cycle expliquerait l'apparente jeunesse de certains des agrégats observés au sein des anneaux.

L'équipe de Cassini UVIS, dirigée par Larry Esposito, a utilisé l‘occultation stellaire pour découvrir 13 objets, allant de 27 mètres à 10 km de diamètre, à l'intérieur de l'anneau F. Ils sont translucides, laissant penser que ce sont des agrégats temporaires de blocs de glace de quelques mètres de diamètre. Esposito est convaincu que c'est la structure de base des anneaux de Saturne : les particules s'agrègent entre elles avant se disperser. En orbite à l'extérieur des anneaux, quoique certaines soient comprises dans la masse, se trouvent plusieurs petites lunes associées aux anneaux, ce qui est une configuration typique des anneaux de toutes les planètes géantes gazeuses du Système solaire

Toutefois, les trois autres systèmes d'anneaux ne représentent, ensemble, qu'une petite fraction du volume des anneaux de Saturne. Les particules des anneaux de Saturne présentent également la particularité d'être bien plus lumineuses que celles des trois autres systèmes.

Les anneaux de Saturne entretiennent des relations complexes avec certains des satellites de Saturne. Il est établi que certains de ceux-ci, baptisés satellites bergers (Atlas, Prométhée et Pandore), sont indispensables pour la stabilité des anneaux, que Janus, Prométhée, Epiméthée, Pandore et Atlas se sont formés il y a 100 millions d'années à partir de l'étalement des anneaux dû à la rotation klépérienne qui les fait dépasser la limite de Roche. Mimas semble responsable de la division de Cassini, Pan est situé à l'intérieur de la division d'Encke. Le système global des anneaux est complexe et encore mal connu en 2009.

Les anneaux de Saturne s'étendent sur plus de 400 000 km, mais sont cependant très fins. À l'exception de l'anneau le plus externe, ils ne dépassent pas 1 km d'épaisseur. Si le matériau contenu dans les anneaux était rassemblé pour former une lune, celle-ci n'aurait pas plus de 100 km de diamètre. L’anneau F, l'un des plus externes, est une structure extrêmement complexe formée de plusieurs anneaux plus petits « noués » entre eux. L'origine de ces nœuds est inconnue mais est probablement gravitationnelle. L'anneau E, le plus externe, s'étend sur 240 000 km et s'épaissit progressivement jusqu'à l'orbite d'Encelade.

Cette image en fausses couleurs met en évidence deux vagues de densité dans l'anneau A de Saturne. Elle a été faite à partir d'une occultation stellaire observée par le spectrographe imageur ultra-violet de Cassini (Ultraviolet Imaging Spectrograph ou UVIS), alors que le vaisseau spatial était à 6, 75 millions de kilomètres de Saturne et à 1, 5 milliards de km de la Terre. Les zones brillantes indiquent des régions plus denses dans les anneaux. Les bandes brillantes dans la partie gauche de l'image sont des crêtes d'ondes de densité provoquées par l'agitation gravitationnelle des anneaux par le satellite de Saturne, Janus.

Les lacunes entre les anneaux résultent des interactions gravitationnelles entre les nombreuses lunes de Saturne et les anneaux eux-mêmes. Les phénomènes de résonance jouent également un rôle : ceux-ci se produisent lorsque la différence des périodes orbitales entre le satellite et les anneaux est un nombre entier. Ainsi, la division de Cassini résulte de l'influence de la lune Mimas. Certaines des plus petites lunes circulent dans les lacunes ou au bord des anneaux et stabilisent ainsi leur structures, les satellites bergers. Ainsi, Pandore et Prométhée confinent les particules de l’anneau F, Prométhée arrachant même périodiquement des filaments de matière à ce dernier.

L'épaisseur extrêmement faible des anneaux est due aux collisions entre les particules. Chaque particule de glace tourne individuellement autour de Saturne. Ainsi, si un morceau de glace se situe au-dessus de la surface de l'anneau, il va à chaque orbite autour de Saturne traverser l'anneau : les collisions durant la traversée de l'anneau auront tendance à la longue à réduire la composante perpendiculaire de sa vitesse et de fait à réduire l'épaisseur de l'anneau.

La vie agitée des anneaux de Saturne a commencé à être étudiée depuis les missions américaines « Voyager » . Les astronomes ont pu alors constater qu'ils étaient faits d'une multitude de sillons « à la manière d'un tissu en velours côtelé » . Depuis juillet 2004, la sonde Cassini, en orbite autour de Saturne, fournit des images de très grande qualité de la planète et de ses anneaux. Selon les théories actuelles, l'effervescence dans les anneaux serait due à la cinquantaine de satellites de Saturne.

LES ANNEAUX DE JUPITER Photo infrarouge

Le système d'anneaux de Jupiter est faible et se compose principalement de poussière. Il est composé de trois éléments principaux. Le premier est une épaisse couche intérieure torique de particules, connu sous le nom d‘anneau halo. Le second est un anneau relativement brillant, très mince et appelé « anneau principal » . Le dernier est très large, épais, et est nommé « anneau gossamer » . Ce dernier est souvent divisé en plusieurs parties : l'anneau interne (ou anneau d'Amalthée), l'anneau externe (ou anneau de Thébé) et l'extension de Thébé.

L'anneau halo et l'anneau principal sont composés de poussières venant des lunes Métis, Adrastée et d'autres corps résultant d'impacts violents. Les images à haute résolution obtenus de février à mars 2007 par la sonde New Horizons ont révélé des anneaux plus diaphanes, appelés « fils de la Vierge »

Plusieurs des lunes intérieures de Jupiter, telles Métis et Adrastée , se trouvent à l'intérieur du système annulaire de Jupiter, et sont même au-delà de la limite de Roche de la planète. Il est possible que ces anneaux soient composés de matériaux arrachés à ces deux astres par les forces de marée engendrées par Jupiter, peut-être aidées par des impacts de matière annulaire sur la surface de ces corps. Un astre évoluant au-delà de la limite de Roche n'est maintenu entier que par les forces mécaniques et non pas par sa gravité : il perdra ainsi facilement de la matière qui rejoindra alors l'anneau

Les anneaux de Jupiter vus par la sonde Galileo en 1998. Gros plan sur les anneaux et le halo

Le système d'anneaux de Jupiter a été observé pour la première fois en 1979 par la sonde spatiale Voyager 1 et dans le cadre d'une enquête approfondie dans les années 1990 par la sonde spatiale Galileo. Il a également été observé par le télescope spatial Hubble au cours des 25 dernières années. Les observations au sol de l'anneau exigent d'ailleurs les plus grands télescopes disponibles.

Anneau gossamer : entre 128 940 km et 280 000 km du centre. Il est constitué de poussières provenant d'Amalthée. Cet anneau est très peu dense (gossamer signifie "gaze" en anglais), nettement plus épais que le précédent (plusieurs milliers de km) et s'évanouit progressivement dans le milieu interplanétaire.

En lumière visible, les anneaux ont une couleur rougeâtre, à l'exception de l'anneau halo, qui tend vers le bleu. La taille des poussières varie, mais la plupart sont des particules micro sphériques d'un rayon d'environ 15 µm, excepté dans l'anneau halo. Celui-ci est en fait probablement constitué majoritairement de poussières d'échelle légèrement inférieure au micromètre. La masse totale du système d'anneaux est mal connue, mais elle est probablement située entre 1011 à 1016 kg. L'âge du système n'est pas connu, mais il se peut que celui-ci existe depuis la formation de Jupiter. Les anneaux de Jupiter sont extrêmement sombres (leur albédo n'est que de 0, 05) et ne furent détectés que lors du passage de la sonde spatiale Voyager 1 en 1979.

Il existe enfin un quatrième anneau plus externe, tournant en sens rétrograde autour de Jupiter et dont l'origine n'est pas connue, peut-être de la poussière interplanétaire capturée.

LES ANNEAUX D ’ URANUS

Le système d’anneaux autour d’Uranus est mentionné pour la première fois dans les notes de l'astronome William Herschel, au XVIIIe siècle, dans lesquelles il consigne ses observations de la planète : « 22 février 1789 : on soupçonne l'existence d'un anneau » . Herschel dessine un petit schéma de l’anneau et note qu’il « tire un peu sur le rouge » . Le télescope Keck de Hawaï a confirmé cette dernière observation de Herschel, au moins pour l’anneau V. Les notes de Herschel sont publiées en 1797 dans un journal de la Royal Society. Entre 1797 et 1977, soit pendant près de deux siècles, les anneaux ne sont presque jamais plus mentionnés

Au regard de l'âge du système solaire, les anneaux d’Uranus seraient assez jeunes : leur âge ne dépasserait pas 600 millions d’années. Le système d'anneaux provient probablement de la collision et de la fragmentation d'anciennes lunes orbitant autour de la planète. Après la collision, les lunes se sont probablement brisées en de nombreuses particules, qui n’ont survécu sous la forme d'anneaux étroits et optiquement denses que dans certaines zones de stabilité maximale. Au début du XXIe siècle, le mécanisme qui confine les anneaux étroits n’est pas bien compris. À l'origine, les scientifiques supposaient que chaque anneau étroit était encadré par des lunes « bergères » assurant sa stabilité. Mais, en 1986, la sonde Voyager 2 ne découvrit qu’une paire de tels bergers : Cordélia et Ophélie, qui encadrent l’anneau ε, le plus brillant

Les anneaux d’Uranus sont un système d’anneaux, moins complexes que les anneaux de Saturne, mais plus élaborés que ceux de Jupiter ou de Neptune. Ils ont été re-découverts le 10 mars 1977 par James L. Elliot, Edward W. Dunham et Douglas J. Mink. Les astronomes modernes doutent que les anneaux sombres et ténus aient pu être vus à l’époque d’ Herschel. (POLEMIQUE ? ) Deux anneaux supplémentaires ont été découverts en 1986 grâce aux images prises par la sonde spatiale Voyager 2, puis deux anneaux externes, en 2003 -2005, sur les photos du télescope spatial Hubble.

Les observations d'Hubble portent à treize le nombre d'anneaux distincts composant le système d’anneaux d’Uranus. Ils sont appelés, par ordre de distance croissante de la planète : 1986 U 2 R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν et μ. Leurs rayons vont de 38 000 km pour l’anneau 1986 U 2 R/ζ à environ 98 000 km pour l’anneau µ. Il existe probablement de faibles bandes de poussière et des arcs incomplets entre les anneaux principaux. Ces anneaux sont très sombres : l’albédo des particules composant ne dépasse pas 2 %. Ils sont probablement composés de glace et d'éléments organiques noircis par le rayonnement de la magnétosphère.

La plupart des anneaux d’Uranus sont opaques et larges de quelques kilomètres seulement. L’ensemble du système ne contient que peu de poussières : il se compose essentiellement de rochers de 0, 2 à 20 m de diamètre. Cependant, certains des anneaux sont translucides : les anneaux larges et peu visibles 1986 U 2 R/ζ, μ et ν sont faits de petites particules de poussières, tandis que l’anneau λ, peu visible également mais étroit, contient aussi des corps plus importants. La relative pauvreté en poussière des anneaux est due à la trainée aérodynamique des parties les plus externes de l’atmosphère, l’exosphère et la couronne.

LES ANNEAUX DE NEPTUNE Les anneaux de Neptune sont très particuliers car ils apparaissent depuis la Terre comme des arcs incomplets. Les images transmises par Voyager 2 ont montré qu'il s'agissait d'anneaux complets avec d'importantes variations d'épaisseur. C'est probablement le résultat de l'influence gravitationnelle de la lune « berger » Galatée et peut-être d'autres lunes similaires encore inconnues.

Les anneaux de Neptune se composent principalement de cinq anneaux dont la présence fut découverte (comme « arcs » ) en 1984 au Chili, d'une part par Patrice Bouchet, Reinhold Häfner et Jean Manfroid à l'Observatoire de La Silla (ESO) qui conduisaient un programme d'observation d'occultation d'étoile proposé par André Brahic, Bruno Sicardy et Françoise Roques de l'Observatoire de Paris-Meudon, et d'autre part par F. Vilas et L. -R. Elicer pour un programme conduit par Williams Hubbard, Ils furent finalement photographiés en 1989 par la sonde Voyager 2. Là où ils sont le plus denses, ils sont comparables aux parties les moins denses des anneaux principaux de Saturne, comme l'anneau C et la Division de Cassini.

La majeure partie du système d'anneaux neptunien est assez raréfiée, ténue et poussiéreuse, ressemblant davantage aux anneaux de Jupiter. Les anneaux de Neptune sont nommés d'après les astronomes qui ont contribué à d'importants travaux sur la planète : Galle , Le Verrier, Lassell , Arago, et Adams. Neptune a également un anneau ténu sans nom qui coïncide avec l'orbite de la lune neptunienne Galatée. Trois lunes orbitent entre les autres anneaux : Naïade, Thalassa et Despina.

Les anneaux de Neptune sont faits de matière extrêmement sombre, vraisemblablement des composés organiques transformés sous l'effet de rayonnement, et semblable à celle se trouvant dans les anneaux d’Uranus. La proportion de poussière dans les anneaux (entre 20 % et 70 %) est forte, alors que leur épaisseur optique est faible.

La première référence à des anneaux autour de Neptune remonte à 1846, lorsque William Lassell, le découvreur de Triton (le plus grand satellite de Neptune), crut avoir vu un anneau autour de la planète. Toutefois, la découverte qu'il revendiquait ne fut jamais confirmée, et il est probable qu'il s'agissait là d'un artéfact. La première détection fiable d'un anneau fut réalisée en 1968 par occultation stellaire, bien que ce résultat passa inaperçu jusqu'en 1977, au moment où les anneaux d'Uranus furent découverts. Peu de temps après la découverte des anneaux d'Uranus, une équipe de l'Université de Villanova dirigée par Harold J. Reitsema se mit à cher des anneaux autour de Neptune. Le 24 mai 1981, ils purent détecter une nette réduction de la luminosité d'une étoile au cours d'une occultation ; cependant la manière dont l'étoile s'estompait n'évoquait pas un anneau. Par la suite, après le survol de Voyager, on établit que l'occultation était due à la petite lune neptunienne Larissa, un événement très peu commun.

Dans les années 1980, les occultations importantes furent bien plus rares pour Neptune que pour Uranus, qui se trouvait près de la Voie lactée à l'époque et était donc en mouvement devant un champ d'étoiles plus dense. L'occultation suivante de Neptune, le 12 septembre 1983, donna lieu à une détection possible d'un anneau. Cependant, l'observation au sol ne permit pas de tirer de conclusion. Au cours des six années qui suivirent, on put observer environ 50 autres occultations, dont seulement environ le tiers donnait des résultats positifs. À n'en point douter, il y avait bel et bien quelque chose autour de Neptune (probablement des arcs incomplets), mais les caractéristiques du système d'anneaux n'étaient pas moins mystérieuses.

Voyager 2 permit d'établir définitivement l'existence des anneaux neptuniens au cours de son survol de la planète en 1989. La sonde confirma que les occultations régulières observées jusqu'alors étaient bien causées par les arcs de l'anneau Adams. Après le survol de Voyager, les anneaux les plus clairs (Adams et Le Verrier) furent mis en images grâce au télescope spatial Hubble et aux télescopes au sol, suite aux progrès accomplis en résolution optique et en technique de captage de la lumière. Ils sont visibles, légèrement au-delà du niveau du fond diffus cosmologique, dans les longueurs d’onde absorbant le spectre du méthane, et pour lesquelles la luminosité de Neptune est nettement réduite.

Neptune possède cinq anneaux distincts nommés (par ordre croissant de distance par rapport à la planète) Galle, Le Verrier, Lassell, Arago et Adams. Trois d'entre eux sont étroits, avec des largeurs d'environ 100 km maximum ; Galle et Lassell, en revanche, sont très larges – entre 2 000 et 5 000 km. L'anneau Adams se compose de cinq arcs clairs, pris au sein d'un anneau continu plus faible. En suivant le sens antihoraire, les arcs sont nommés : Fraternité, Égalité (1 et 2), Liberté, et Courage. Les trois premiers noms viennent de la devise française. Cette terminologie fut proposée par ceux qui en firent la découverte lors d'occultations stellaires en 1984 et 1985. Quatre petites lunes ont des orbites à l'intérieur du système d'anneaux : Naïade et Thalassa ont leurs orbites dans l'intervalle entre les anneaux de Galle et Le Verrier. Despina est juste à l'intérieur de l'anneau Le Verrier et Galatée est vers l'intérieur de l'anneau Adams.

Les particules dans les anneaux de Neptune sont faites d'un matériau sombre, probablement un mélange de glace et de composés organiques transformés par le rayonnement. Les anneaux sont généralement rougeâtres ; leur albédo géométrique (0, 05) et leur albédo de Bond (0, 01 à 0, 02) sont semblables à ceux des particules des anneaux d'Uranus ainsi qu'à ceux des lunes intérieures de Neptune ; visuellement, ils sont fins (transparents), leur épaisseur optique ne dépasse pas 0, 1. Considérés dans leur ensemble, les anneaux de Neptune ressemblent à ceux de Jupiter, les deux systèmes se composent d'annelets de poussières ténus et étroits, et de larges anneaux de poussières encore plus ténus.

Les anneaux de Neptune, comme ceux d'Uranus, sont considérés comme relativement jeunes ; leur âge est sans doute nettement inférieur à celui du système solaire. D'autre part, comme pour Uranus, les anneaux de Neptune se sont probablement formés suite à la fragmentation d'anciennes lunes intérieures lors de collisions. Il résulte de ces collisions la formation de ceintures de petites lunes, qui sont autant de sources de poussière pour les anneaux. À cet égard, les anneaux de Neptune sont semblables aux bandes de poussières ténues que Voyager 2 put observer entre les anneaux principaux d'Uranus.

L’anneau le plus intérieur de Neptune est appelé anneau de Galle, en l'honneur de Johann Gottfried Galle qui fut le premier à voir Neptune grâce à un télescope (1846). Il fait environ 2 000 km de large et orbite entre 41 000 km et 43 000 km de la planète. C'est un anneau ténu, d’épaisseur optique moyenne de l'ordre de 10 -4, et d'une épaisseur équivalente de 0, 15 km. La part de poussières dans cet anneau est évaluée entre 40 % et 70 %. L'anneau suivant est nommé anneau Le Verrier, en l'honneur d’Urbain Le Verrier , qui prédit la position de Neptune en 1846. D'un rayon orbital de près de 53 200 km, il est étroit, d'une largeur d'environ 113 km. Son épaisseur optique est de 0, 0062 ± 0, 0015, ce qui correspond à une épaisseur équivalente de 0, 7 ± 0, 2 km. La part de poussières dans l'anneau Le Verrier est de 40 % à 70 %. La petite lune neptunienne Despina, qui est en orbite près de sa bordure intérieure sur un rayon de 52 526 km, favorise sans doute le confinement de l'anneau en agissant comme un berger.

L’anneau Lassell est l'anneau le plus large du système neptunien. Il doit son nom à William Lassell, l'astronome anglais qui découvrit Triton, la plus grande lune de Neptune. L'anneau s'étale en une couche ténue dans l'intervalle entre l'anneau Le Verrier à environ 53 200 km et l'anneau Arago (voir infra) à 57 200 km. Son épaisseur optique moyenne normale est d'environ 10 -4, ce qui correspond à une épaisseur équivalente de 0, 4 km. L'anneau est composé de poussières à raison de 20 % à 40 %. L'anneau Lassell présente un petit pic de luminosité près du bord extérieur, situé à 57 200 km de Neptune et d'une largeur de 100 km, que certains astronomes appellent l’anneau Arago en l'honneur de François Arago. La distinction n'est cependant pas toujours établie dans les publications.

L'anneau Adams extérieur, dont l'orbite a un rayon de 63 930 km, est l'anneau qui fut le plus étudié. Il doit son nom à John Couch Adams, qui put prédire la position de Neptune indépendamment des travaux de Le Verrier. Cet anneau est fin, légèrement excentrique et incliné, d'une largeur totale d'environ 35 km (de 15 km à 50 km), et son épaisseur optique normale est d'environ 0, 011 ± 0, 003 hors des arcs, ce qui correspond à une profondeur équivalente d'à peu près 0, 4 km. L'anneau est composé de poussières à raison de 20 % à 40 % (moins que dans les autres anneaux fins). La petite lune Galatée, en orbite le long de la bordure intérieure de l'anneau Adams à 61 953 km, fait office de satellite berge ret maintient les particules de l'anneau dans un petit intervalle orbital en suivant une résonance orbitale de 42: 43. L'influence gravitationnelle de Galatée forme dans l'anneau Adams 42 perturbations radiales, dont l'amplitude est d'environ 30 km. Cela permit de calculer la masse de Galatée.

LES ARCS Les arcs, qui sont les parties les plus brillantes de l’anneau Adams, furent les premiers éléments du système d'anneaux de Neptune à être découverts. Les arcs sont des régions distinctes au sein de l'anneau , où le cortège de matière est plus dense et forme des blocs sur l'anneau. L'anneau Adams contient cinq arcs courts, qui occupent une gamme de longitudes assez restreinte , sur 52°. En 1986, ils étaient situés respectivement à : 247 -257° (Fraternité), 261 -264 ° (Égalité 1), 265 -266 ° (Égalité 2), 276 -280 ° (Liberté), 284, 5 -285, 5 ° (Courage).

Les images de Voyager 2 prise à la plus haute résolution révèlent que l’arc présente une répartition nettement "grumeleuse", où les amas observés sont généralement séparés par des interstices de 0, 1 à 0, 2°, ce qui équivaut à 100200 km le long de l'anneau. Étant donné qu'il ne fut pas possible de ramener l'étude de ces amas à celle de leurs éléments plus petits, ils pourraient éventuellement contenir des corps assez grands, mais sont sûrement associés à des concentrations de poussières microscopiques, comme en témoigne leur luminosité accrue lorsqu'ils sont rétro-éclairés par le Soleil.

. Les arcs sont des structures assez stables. Ils furent détectés par des observations au sol lors d'occultations stellaires dans les années 1980, par Voyager 2 en 1989 et par le télescope spatial Hubble et des télescopes au sol, de 1997 à 2005. Toutefois, on put observer certains changements. La luminosité de l'ensemble des arcs a diminué depuis 1986. L'arc Courage a fait un bond en avant de 8 °, pour se situer à 294° de longitude (sans doute passant d'une position stable de résonance co-rotationnelle à la suivante), tandis que l'arc Liberté avait presque disparu en 2003. Les arcs Fraternité et Égalité (1 et 2) ont montré des variations irrégulières de luminosité.

Leur dynamique observée est probablement liée à l'échange de poussière entre eux. Courage, arc très ténu qui fut découvert lors du survol de la planète par Voyager, est apparu d'une luminosité flamboyante en 1998, bien différente de l'aspect obscur habituel qu'on lui connaît de nouveau. Les observations en lumière visible montrent que la quantité totale de matière dans les arcs est restée à peu près constante, bien que ceux-ci soient maintenant plus sombres dans les longueurs d'onde infrarouges qui avaient déjà été observées auparavant.

Les anneaux ont été scrutés en détail au cours du survol de la sonde Voyager 2 en août 1989. Ils ont été étudiés par imagerie optique, et avec des observations d'occultations dans l'ultraviolet et la lumière visible. Voyager 2 a observé les anneaux sous plusieurs angles par rapport au Soleil, produisant des images de la lumière diffusée de face, traversant les anneaux et comme diffractée, ou les éclairant selon un angle intermédiaire. L'analyse de ces images permit de déduire la fonction de phase des particules de l'anneau (i. e. la réflectivité de l'anneau selon l'angle entre l'observateur et le Soleil), ainsi que les albédos géométrique et de Bond des particules de l'anneau. L'analyse des images de Voyager a également conduit à la découverte de six lunes intérieures de Neptune, dont Galatée, le berger de l'anneau Adams.

Bonne fin de soirée MERCI DE VOTRE ATTENTION