Uranus

1.1 • Premières observations

Contrairement à Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne, Uranus ne fut pas découverte dans l'Antiquité. Étant loin du Soleil et circulant lentement sur son orbite, Uranus fut observée à de nombreuses occasions et apparaissait comme une simple étoile jusqu'au XVIII^e siècle en raison de son très faible éclat, à la limite de la visibilité et de son déplacement apparent très lent. La plus ancienne mention prouvée date de 1690 lorsque John Flamsteed l’observe au moins six fois et la catalogue en tant qu'étoile sous le nom de 34 Tauri. L’astronome français Pierre Charles Le Monnier observe Uranus au moins douze fois entre 1750 et 1769.

Uranus a peut-être été observée par Hipparque en 128 av. J.-C. En effet, un astérisme cité dans l’Almageste de Claude Ptolémée, reprenant les travaux d'Hipparque, ne peut être résolu que par la présence d'Uranus à cette époque. Uranus à mi-avril 128 av. J.-C. était dans des conditions d'observation très favorables : proche de son périhélie, magnitude de 5,4, à 33° du zénith.

John Bevis a peut-être également observé Uranus en 1738, des indices concordent avec une observation possible d'Uranus mais sans preuve définitive.

1.2 • Découverte

William Herschel découvre la planète le 13 mars 1781 lors d’une recherche systématique d’étoiles doubles à l’aide d’un télescope dans le jardin de sa maison du 19 New King Street à Bath dans le Somerset en Angleterre (désormais le Musée d'astronomie Herschel) mais n’annonce la découverte que le 26 avril 1781, en tant que comète. Herschel avait entrepris une série de mesures de la parallaxe des étoiles fixes en utilisant un télescope de sa conception. À la frontière des constellations des Gémeaux et du Taureau, Herschel remarque au milieu des points-étoiles une petite tache semblant sortir de derrière la planète Saturne. Il change alors successivement d’oculaire, passant du grossissement 227 à 460. Il note alors que la petite tache double de taille. Il change à nouveau d’oculaire pour un grossissement de 932, 1 536 et 2 010, et là encore, l’objet augmente de taille à chaque fois, tandis que les étoiles tout autour, très éloignées, ne varient pas en taille et restent de simples points brillants. Cela ne peut être une étoile ; il écrit donc dans son journal l’observation d’un curieux objet, une nébuleuse ou une comète. Il note la position de l’astre, puis quelques jours après reprend son observation. La petite tache avait bougé, ça ne pouvait être une nébuleuse, donc c’était une comète. Il décide alors de prévenir la communauté scientifique de sa découverte et envoie un courrier avec les détails de sa comète au directeur de l’observatoire d’Oxford, Thomas Hornsby. Il informe également l’astronome royal Nevil Maskelyne de l’observatoire de Greenwich. Celui-ci, après avoir observé la comète et constaté qu’elle se comportait différemment des autres, conseille à Herschel d’écrire à la Royal Society mais n’annonce la découverte que le 26 avril 1781, en tant que comète.

1.3 • Confirmation de son existence

Herschel avertit l’astronome royal, Nevil Maskelyne, de sa découverte. Ce dernier ne peut trancher entre l'hypothèse d'une planète et celle d'une comète, il répand la nouvelle à travers les milieux scientifiques.

Tandis qu’Herschel continue par précaution à appeler ce nouvel objet une comète, d’autres astronomes soupçonnent sa véritable nature. L’astronome russe Anders Lexell estime sa distance à dix-huit fois la distance Terre-Soleil. Aucune comète ayant un périhélie supérieur à quatre fois la distance Terre-Soleil n’a alors jamais été observée. L’astronome berlinois Johann Elert Bode pense que la découverte d’Herschel est un type d’objet planétaire jusqu’alors inconnu orbitant au-delà de l’orbite de Saturne. Bode conclut que son orbite presque circulaire ressemble davantage à celle d’une planète que d’une comète.

Les astronomes commencent alors le calcul de la trajectoire de la « comète », en prenant le modèle classique des orbites de comètes : une parabole, mais celle-ci ne semblait pas vouloir se conformer au modèle prévu. L'astronome français Charles Messier remarque alors qu’avec son aspect de disque, elle ressemblait plus à Jupiter qu’aux dix-huit autres comètes qu’il avait observées. Anders Lexell tente, lui, de calculer l’orbite en appliquant le modèle d’une planète. À sa grande surprise, cette trajectoire semble correspondre et prouve aux autres astronomes la nature de l’objet : une planète et non une comète.

L’objet est bientôt unanimement accepté en tant que planète. En 1783, Herschel lui-même le reconnaît auprès du président de la Royal Society Joseph Banks. Le roi George III récompense Herschel de sa découverte en lui attribuant une rente annuelle de 200 livres à condition qu’il s’installe à Windsor afin que la famille royale puisse regarder à travers ses télescopes.

1.4 • Choix du nom de la nouvelle planète

Maskelyne demande à Herschel de donner un nom à cette nouvelle planète, étant le découvreur de cette dernière. En réponse, Herschel décide de nommer l'objet « Georgium Sidus » (étoile de George), ou « Georgian Planet » (planète Géorgienne) en l'honneur de son nouveau mécène, le roi George III. Il explique cette décision dans une lettre à Joseph Banks en déclarant que dans l'Antiquité, les planètes ont été nommées d'après les noms des divinités principales. Dans l'ère actuelle, il ne serait guère admissible d'avoir recours à la même méthode pour nommer le nouveau corps céleste. Pour lui, l'important pour le désigner est de savoir quand il a été découvert et sa réponse fut « sous le règne du roi George III ».

Cependant, le nom proposé par Herschel n'est pas populaire en dehors de la Grande-Bretagne, et des solutions alternatives pour un nom sont rapidement proposées. L'astronome Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande propose de nommer la planète Herschel en l'honneur de son découvreur. L'astronome suédois Erik Prosperin proposa le nom de Neptune qui a été soutenu par d'autres astronomes qui ont aimé l'idée de commémorer les victoires de la flotte britannique Royal Navy dans le cadre de la Guerre d'indépendance des États-Unis en appelant même la nouvelle planète « Neptune George III » ou « Neptune Great Britain ». Johann Elert Bode a opté pour Uranus, la version latinisée du dieu grec du ciel, Ouranos. Bode a fait valoir que, tout comme Saturne était le père de Jupiter, la nouvelle planète devrait être nommée d'après le père de Saturne. En 1789, Martin Klaproth, qui sera plus tard le collègue de Bode à la Royal Academy, a nommé son élément nouvellement découvert « uranium » avec l'appui du choix de Bode. En fin de compte, la suggestion d'Uranus devient la plus largement utilisée, et est devenue universelle en 1850, lorsque le HM Nautical Almanac Office, le dernier obstacle, délaisse Sidus Georgium pour Uranus.

1.5 • Après la découverte

Au XIX^e siècle et XX^e siècle, il est très difficile d'observer correctement la surface d'Uranus. La seule découverte de l'époque est celle de Giovanni Schiaparelli qui distingue malaisément quelques taches. Par spectroscopie et photométrie, les scientifiques avant 1937, ont pu fixer à 10 heures la rotation de la planète qui était vue comme rétrograde.

En 1948, Gerard Kuiper découvrit Miranda, le plus petit et le dernier des cinq grands satellites sphériques d'Uranus, à l'observatoire McDonald.

Le 10 mars 1977, les anneaux d’Uranus sont découverts par hasard par les astronomes James L. Elliot, Edward W. Dunham et Douglas J. Mink, embarqués à bord de l'observatoire aéroporté Kuiper. Les astronomes veulent utiliser l’occultation de l’étoile SAO 158687 par Uranus pour étudier l’atmosphère de cette planète. Or l’analyse de leurs observations met en évidence que l'étoile a été brièvement masquée à cinq reprises avant et après l’occultation par Uranus ; les trois astronomes concluent à la présence d’un système d’anneaux étroits. Dans leurs articles, ils désignent les cinq occultations observées par les cinq premières lettres de l'alphabet grec : α, β, γ, δ et ε ; ces désignations sont réutilisées par la suite pour nommer les anneaux. Peu de temps après, Elliot, Dunham et Mink découvrent quatre autres anneaux : l'un d'eux est situé entre les anneaux β et γ et les trois autres à l’intérieur de l’anneau α. Le premier est nommé η et les autres 4, 5 et 6, selon le système de numérotation des occultations adopté lors de la rédaction d'un autre article. Le système d’anneaux d’Uranus est le second découvert dans le Système solaire, après celui de Saturne.

1.6 • Survol de Voyager 2

La planète géante gazeuse Uranus a un axe de rotation fortement incliné pratiquement situé dans son plan de révolution autour du Soleil. La recherche d’indices pouvant expliquer cette particularité unique dans le Système solaire est un des objectifs assignés à la sonde Voyager 2 qui est la première sonde à effectuer un survol de la planète. Voyager 2 met en évidence la présence d’un champ magnétique dont l’intensité est proche de celui de la Terre et qui est incliné de 60° par rapport à l’axe de rotation de la planète.

Voyager 2 découvre dix nouvelles lunes en plus des cinq déjà connues. Toutes ces lunes sont de petite taille, la plus grande ayant un diamètre de 150 km. Les cinq lunes déjà connues sont des agglomérats de roche et de glace comme les lunes de Saturne.

Les neuf anneaux d’Uranus, découverts en 1977 et 1978 depuis la Terre, sont analysés par la sonde et montrent des caractéristiques différentes de ceux de Saturne et Jupiter. Ces analyses permirent de mettre en évidence qu'ils ne se sont pas formés en même temps qu’Uranus et que leur apparition est relativement récente. Les composants qui les forment sont peut-être les restes d’une lune qui aurait été fragmentée, soit par un impact avec un autre objet céleste se déplaçant à très grande vitesse, soit par les forces gravitationnelles de la planète mère.

1.7 • Après Voyager 2

Depuis 1997, neuf satellites irréguliers extérieurs ont été identifiés à l'aide de télescopes au sol. Deux lunes intérieures supplémentaires, Cupid et Mab, ont été découvertes grâce au télescope spatial Hubble en 2003. Le satellite Margaret est le dernier découvert ; sa découverte fut publiée en octobre 2003.

Le télescope spatial Hubble permit de prendre des photos correctes d'Uranus depuis la Terre. Entre 2003 et 2005, grâce aux observations ainsi effectuées, une nouvelle paire d’anneaux a été découverte, baptisée par la suite système d’anneaux externe, ce qui porte le nombre d’anneaux d’Uranus à treize. Ils ont été nommés anneaux μ et ν (mu et nu). L’anneau μ, le plus externe, se trouve deux fois plus éloigné de la planète que l’anneau brillant η. Ces anneaux externes diffèrent des anneaux internes étroits par de nombreuses caractéristiques : μ et ν sont larges (17 000 km et 3 800 km) et très ténus ; leurs épaisseurs optiques normales maximales sont de 8,5×10^-6 et 5,4×10^-6 ; leurs épaisseurs optiques équivalentes sont respectivement de 0,14 km et 0,012 km. Leur profil radial de brillance est triangulaire.

2.1 • Masse et diamètre

Avec une masse de 8,6810×10²⁵ kg, Uranus est un corps intermédiaire entre la Terre et les géantes gazeuses de grande taille comme Jupiter ou Saturne. Sa masse est environ quatorze fois plus importante que celle de la Terre. Le rayon équatorial de la planète est de 25 559 km, soit environ quatre fois celui de la Terre. Uranus a la particularité d'être plus grande que Neptune (49 528 km pour Neptune contre 51 118 km pour Uranus) mais moins massive qu'elle (Neptune possède une masse de 1,024×10²⁶ kg).

Neptune et Uranus sont souvent considérées comme une sous-classe de géante, appelée « géants de glace », en raison de leur taille plus petite et d'une plus forte concentration de substances volatiles par rapport à Jupiter et Saturne.

2.2 • Champ magnétique

Avant le passage de Voyager 2, aucune étude de la magnétosphère uranienne n'avait pu être effectuée, sa nature restant un mystère. Avant 1986, les astronomes s'attendaient à ce que le champ magnétique d'Uranus soit aligné sur le vent solaire, puisqu'il serait alors aligné avec les pôles, qui sont sur le plan de l'écliptique.

Les relevés de Voyager révélèrent un champ magnétique très particulier, d'une part parce qu'il n'a pas pour origine le centre géométrique de planète, et d'autre part parce qu'il penche de 59° par rapport à l'axe de rotation. En fait, le dipôle magnétique présente même un déséquilibre vers le pôle géographique sud par rapport au centre, équivalent à un tiers du rayon planétaire. Cette géométrie inhabituelle a pour conséquence une magnétosphère fortement asymétrique, la force du champ magnétique à la surface du pôle sud pouvant être aussi basse que 0,1 gauss (10 µT), alors qu'au pôle nord, elle peut atteindre 1,1 gauss (110 µT). Le champ magnétique moyen en surface a une force de 0,23 gauss (23 µT). À titre indicatif, le champ magnétique terrestre est à peu près de force équivalente aux deux pôles et l'« équateur magnétique » est à peu près parallèle à l'équateur géographique. Le moment magnétique bipolaire d'Uranus est 50 fois celui de la Terre. Un tel champ magnétique penché et déséquilibré se retrouve également sur Neptune, laissant à penser qu'il s'agit d'une caractéristique commune des géantes glacées. Une des hypothèses à ce sujet est que, alors que le champ magnétique des planètes telluriques et des géantes gazeuse est engendré par leur noyau, celui des géantes glacées serait provoqué par des mouvements à des profondeurs relativement faibles, ici dans l'océan d'eau et d'ammoniaque.

Malgré son étrange alignement, la magnétosphère uranienne est, par bien des points, semblable à celle des autres planètes : on y trouve une surface de choc située à 23 fois le rayon planétaire devant elle, une magnétopause à 18 rayons uraniens, une magnétoqueue bien développée et des ceintures de radiation. En somme, la structure de la magnétosphère ne ressemble pas tant à celle de Jupiter qu'à celle de Saturne. La magnétoqueue d'Uranus s'étend dans l'espace sur des millions de kilomètres et est courbée en un long tire-bouchon par la rotation de travers de la planète.

La magnétosphère d’Uranus contient des particules chargées : protons et des électrons avec une petite quantité d’ions H₂+. Aucun ion plus lourd n’a été détecté. Bon nombre de ces particules proviennent probablement de la couronne chaude de l’atmosphère. L’ion et les énergies d’électrons peuvent être aussi élevés que 4 et 1,2 mégaélectronvolts, respectivement. La densité des ions de basse énergie (inférieure à 1 kiloélectronvolt) dans la magnétosphère intérieure est d’environ 2 par cm^-3. La population de particules est fortement affectée par les lunes d’Uranus qui balayent la magnétosphère, laissant des lacunes importantes. Le flux de particules est suffisamment élevé pour provoquer un noircissement ou une altération des surfaces des satellites sur une échelle de temps de 100 000 ans. Cela peut être la cause de la coloration uniformément sombre des lunes et des anneaux. Uranus a des aurores polaires relativement bien développées, qui apparaissent comme des arcs lumineux autour des deux pôles magnétiques. Contrairement à Jupiter, les aurores d’Uranus semblent être insignifiantes pour le bilan énergétique de la thermosphère planétaire. Au contraire des aurores de la Terre ou de Jupiter, elles ne se situent pas à proximité des pôles géographiques de la planète, du fait du champ magnétique penché.

2.3 • Orbite et rotation

La période de révolution d’Uranus autour du Soleil est de 84 années terrestres. Sa distance moyenne au Soleil est d’environ 3 milliards de kilomètres. L’intensité du flux solaire sur Uranus est d’environ 1/400 de celui reçu par la Terre.

Les paramètres orbitaux d’Uranus furent calculés pour la première fois par Pierre-Simon de Laplace en 1783. Avec le temps, des différences apparurent entre l'orbite prédite et l'orbite calculée. En 1841, John Couch Adams émit l’hypothèse qu’une planète inconnue serait la cause des perturbations constatées. En 1845, Urbain Le Verrier commença indépendamment ses travaux afin d’expliquer l’orbite d’Uranus. Le 23 septembre 1846, Johann Gottfried Galle identifia une nouvelle planète (qui sera plus tard nommée Neptune) à une position très proche de celle prédite par Le Verrier.

La période de rotation des couches intérieures d’Uranus est de 17 heures et 14 minutes. Cependant, la haute atmosphère d’Uranus est le théâtre de vents très violents dans la direction de rotation, comme pour toutes les géantes gazeuses. Le vent à la surface d’Uranus peut atteindre une vitesse de 250 m/s, soit 900 km/h. Par conséquent, à certaines latitudes, par exemple vers 60° de latitude, des parties visibles de son atmosphère se déplacent beaucoup plus vite et effectuent une rotation complète en un peu moins de 14 heures.

2.4 • Inclinaison de l’axe

À la différence de toutes les autres planètes du Système solaire, Uranus présente une très forte inclinaison de son axe par rapport à la normale (la perpendiculaire) à son plan orbital : cet axe est quasiment parallèle au plan orbital. La planète « roule » pour ainsi dire sur son orbite, et présente alternativement au Soleil son pôle nord, puis son pôle sud. Chacun des pôles est caché du Soleil durant 42 ans.

Au moment du survol de la planète par Voyager 2 en 1986, le pôle sud d’Uranus était orienté presque directement vers le Soleil. On peut dire qu’Uranus a une inclinaison légèrement supérieure à 90° ou encore que son axe a une inclinaison légèrement inférieure à 90° et qu’elle tourne alors sur elle-même dans le sens rétrograde. Ces deux descriptions sont équivalentes d’un point de vue physique, mais il en résulte une définition différente du pôle nord et du pôle sud.

3.1 • Composition interne

La composition interne d'Uranus serait similaire à celle de Neptune. Elle possède très probablement un noyau solide de silicates et de fer d'à peu près la masse de la Terre. Au-dessus de ce noyau, là encore à l'instar de Neptune, Uranus présenterait une composition assez uniforme (roches en fusion, glaces, 15 % d'hydrogène et un peu d'hélium) et non pas une structure « en couches » comme Jupiter et Saturne.

Cependant, plusieurs modèles actuels de la structure d'Uranus et Neptune proposent l'existence de trois couches : un cœur de type tellurique, une couche moyenne, de glacée à fluide, formée d'eau, méthane et ammoniac, et une atmosphère hydrogène-hélium dans les proportions solaires.

La pression maximum de la couche médiane est estimée à 600 GPa (6 millions d'atmosphères) et sa température maximum à 7 000 K, si bien que les études théoriques et les expériences réalisées par compression laser sur ses molécules ont conduit en 1981 Marvin Ross à poser qu'elle soit totalement ionisée et que le méthane y soit pyrolysé en carbone sous forme de métal ou de diamant. Le méthane se décompose en carbone et en hydrocarbures. La précipitation du carbone libère de la chaleur (énergie potentielle gravitationnelle convertie en chaleur) qui entraîne des courants de convection qui libèrent les hydrocarbures dans l'atmosphère. Ce modèle expliquerait la présence d'hydrocarbures divers dans l'atmosphère de cette planète. Sous l'action de la pression, le carbone adopte un état plus stable, le diamant solide qui flotte sur un océan de carbone métallique liquide.

3.2 • Atmosphère

L’atmosphère d'Uranus, comme celle de Neptune, est différente des deux géantes gazeuses, Jupiter et Saturne. Bien que principalement composée comme elles d'hydrogène et d'hélium, elle possède une plus grande proportion de gaz volatils tels que l'eau, l'ammoniac et le méthane. Contrairement à Jupiter et Saturne, Uranus ne possèderait pas de manteau d'hydrogène métallique ou d'enveloppe en dessous de sa haute atmosphère. À la place se trouverait une région consistant en un océan composé d'ammoniac, d'eau et de méthane, dont la transition est graduelle sans limite claire avec l'atmosphère dominée par de l'hydrogène et de l'hélium. À cause de ces différences, certains astronomes regroupent Uranus et Neptune dans leur propre catégorie, celle des géantes glacées, pour les distinguer de Jupiter et Saturne.

Bien qu'il n'y a pas de surface clairement définie sur Uranus, la partie la plus extérieure de l'enveloppe gazeuse d'Uranus est considérée comme son atmosphère, là où la pression est inférieure à 1 bar. Les effets de l'atmosphère sont ressentis jusqu'à environ 300 km en dessous du niveau de 1 bar, où la pression est de 100 bar et la température de 320 K. La couronne ténue de l'atmosphère s'étend jusqu'à deux fois le rayon de la planète à partir de la surface nominale située au niveau où la pression est de 1 bar. L'atmosphère uranienne peut être divisée en trois couches : la troposphère, d'une altitude de -300 à 50 km et d'une pression de 100 à 0,1 bar ; la stratosphère, d'une altitude de 50 à 4 000 km et d'une pression allant de 0,1 à 10-10 bar ; et la thermosphère/couronne commençant vers 4 000 km d'altitude et allant jusqu'à près de 50 000 km de la surface. Il n'y a pas de mésosphère.

3.3 • Climat

Le climat d'Uranus est fortement influencé par son manque de chaleur interne, ce qui limite l'activité atmosphérique, et son inclinaison axiale qui induit des variations saisonnières extrêmes. L'atmosphère d'Uranus parait remarquablement homogène aux longueurs d'onde visibles en comparaison de celle des autres géantes gazeuses, même par rapport à celle de Neptune qui lui ressemble toutefois beaucoup.

Quand Voyager 2 passa près d'Uranus en 1986, il observa seulement dix formations nuageuses autour de la planète.

Une explication proposée pour ce manque de formations nuageuses est que la chaleur interne d'Uranus se trouve plus en profondeur que celle des autres planètes géantes ; en termes astronomiques, elle a un faible flux de chaleur. Les raisons de la température interne d'Uranus si basse ne sont pas comprises. Neptune, qui est presque la jumelle d'Uranus en ce qui concerne la taille et la composition, émet 2,61 fois plus d'énergie dans l'espace qu'elle n'en reçoit du Soleil. Uranus, en opposition, émet à peine de la chaleur. La puissance totale des émissions d'Uranus dans les infrarouges (de la chaleur) est de 1,06 ± 0,08 fois l'énergie solaire absorbée par l'atmosphère.

En fait, le flux de chaleur d'Uranus est seulement de 0,042 ± 0,047 W/m², ce qui est plus bas que le flux de chaleur interne de la Terre qui est d'environ 0,075 W/m². La température la plus basse enregistrée dans la tropopause d'Uranus est de 49 K (-224 °C), faisant d'Uranus la planète la plus froide du Système solaire, plus que Neptune.

3.4 • Magnétosphère

Avant l'arrivée de Voyager 2, aucune mesure de la magnétosphère d'Uranus n'avait été prise et sa nature restait un mystère. Avant 1986, les astronomes avaient espéré que le champ magnétique d'Uranus pourrait être en ligne avec le vent solaire, car il serait alors aligné aux pôles d'Uranus qui se trouvent dans l'écliptique.

Les observations de Voyager 2 ont révélé que le champ magnétique d'Uranus est unique, à la fois parce qu'il ne provient pas de son centre géométrique, et parce qu'elle est inclinée à 59° par rapport à l'axe de rotation. En fait, le dipôle magnétique est décalé du centre d'Uranus vers le pôle de rotation au sud d'un tiers du rayon planétaire. Cette géométrie inhabituelle a pour conséquence une magnétosphère très asymétrique, où l'intensité du champ magnétique sur la surface dans l'hémisphère sud peut être aussi bas que 0,1 gauss (10 pT), tandis que dans l'hémisphère nord, il peut être aussi élevé que 1,1 gauss (110 pT). Le champ moyen à la surface est de 0,23 gauss (23 pT). À titre de comparaison, le champ magnétique de la Terre est à peu près aussi fort à chaque pôle, et son « équateur magnétique » est à peu près parallèle à l'équateur géographique.

Malgré son curieux alignement, à d'autres égards la magnétosphère d'Uranus est comme celle des autres planètes : elle a une onde de choc située à environ 23 rayons uraniens devant elle, une magnétopause à 18 rayons uraniens, et a une magnétoqueue et une ceinture de radiations développées. Dans l'ensemble, la structure de la magnétosphère d'Uranus est différente de Jupiter et plus semblable à Saturne.

La magnétosphère d'Uranus contient des particules chargées : les protons et les électrons avec petite quantité d'ions H₂⁺.

4.1 • Anneaux planétaires

Les anneaux d'Uranus sont moins complexes que les anneaux de Saturne mais plus élaborés que ceux de Jupiter ou de Neptune.

Uranus possède un système de treize anneaux connus. Cinq sont découverts le 10 mars 1977 par James L. Elliot, Edward W. Dunham et Douglas J. Mink grâce à une observation d’occultation d’étoile par Uranus, puis quatre autres sont découverts par la même méthode le 10 avril 1978. Deux autres sont découverts par Voyager 2 entre 1985 et 1986 par observation directe. En 2003-2005, deux nouveaux anneaux externes sont photographiés par le télescope spatial Hubble. Près de deux siècles auparavant, l'astronome William Herschel avait déjà rapporté l’observation d’anneaux, mais les astronomes modernes doutent que les anneaux sombres et ténus aient pu être vus à cette époque.

Les treize anneaux composant le système d’anneaux d’Uranus sont appelés, par ordre de distance croissante de la planète : 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν et μ. Leurs distances au centre d'Uranus vont de 39 600 km pour l’anneau 1986U2R/ζ à environ 98 000 km pour l’anneau µ. Si les dix premiers anneaux d’Uranus sont fins et circulaires, le onzième, l’anneau ε, est plus brillant, excentrique et plus large, de 20 km au point le plus proche de la planète à 98 km au point le plus éloigné. Il est encadré par deux satellites « bergers », Cordélia et Desdémone. Les deux derniers anneaux sont très nettement plus éloignés, l’anneau μ se situant deux fois plus loin que l’anneau ε. Il existe probablement de faibles bandes de poussière et des arcs incomplets entre les anneaux principaux. Ces anneaux sont très sombres : l’albédo de Bond des particules les composant ne dépasse pas 2 % ce qui les rend très peu visibles. 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 1986U2R/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.

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 XXI^e 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’un seul exemple de tels bergers : Cordélia et Ophélie autour de l’anneau ε.

4.2 • Satellites

Uranus, la septième planète du Système solaire, possède vingt-sept satellites naturels connus. Ces satellites tirent leurs noms des personnages des œuvres de William Shakespeare et Alexander Pope. William Herschel découvrit les deux premières lunes, Titania et Obéron en 1787 tandis que les autres lunes en équilibre hydrostatique furent découvertes par William Lassell en 1851 (Ariel et Umbriel) et Gerard Kuiper en 1948 (Miranda). Les autres lunes furent découvertes après 1985, pour certaines durant le survol de Voyager 2 et pour les autres par des télescopes au sol.

Les satellites d'Uranus sont divisés en trois groupes : treize satellites intérieurs, cinq satellites majeurs et neuf satellites irréguliers. Les satellites intérieurs sont de petits corps sombres qui ont des caractéristiques et une origine communes avec les anneaux de la planète. Les cinq satellites majeurs ont une masse suffisante pour être en équilibre hydrostatique et quatre présentent à la surface des signes d'activité interne tels que la formation de canyons ou du volcanisme. Le plus grand satellite d'Uranus, Titania, est le huitième plus grand du Système solaire avec un diamètre de 1 578 km, mais est vingt fois moins massif que la Lune. Les satellites irréguliers d'Uranus ont des orbites elliptiques et fortement inclinées (en majorité rétrogrades) et orbitent à de grandes distances de la planète.

Des études ont montré qu'il serait possible à un quasi-satellite théorique d'Uranus ou de Neptune de le rester pour la durée de vie du système solaire moyennant certaines conditions d'excentricité et d'inclinaison. De tels objets n'ont cependant pas encore été découverts.

5.1 • Depuis la Terre

La magnitude apparente d’Uranus évolue entre +5,3 et +6,0. Ainsi, avec un ciel parfaitement sombre et dégagé, il est possible de la voir à l’œil nu, comme une étoile très peu lumineuse. Il est possible d'observer à l'œil nu des objets astronomiques dont la magnitude apparente est inférieure à +6. C'est d'ailleurs en cataloguant des étoiles allant jusqu'à la limite de visibilité à l'œil nu que John Flamsteed l'inventoria plusieurs fois, chaque fois sous des appellations différentes dont la plus connue est 34 Tauri. Depuis la Terre, la planète possède un diamètre angulaire de 4 secondes d’arc et est facilement distinguable avec des jumelles. Avec un télescope de plus de 30 cm de diamètre, Uranus apparaît comme un disque bleu pâle dont l’obscurcissement du limbe est visible. Les plus grands satellites, Titania et Obéron peuvent être perçus.

Jusqu'en 2007, Uranus s'était approché de son équinoxe et une activité nuageuse s’y développa. La majeure partie de cette activité ne peut pas être perçue autrement qu’avec le télescope spatial Hubble ou de grands télescopes munis d’optique adaptative. Cependant, certains phénomènes pourraient être suffisamment brillants pour être vus à l’aide de télescopes amateurs suffisamment grands. En 2006, une tache sombre a été détectée dans les longueurs d’onde visibles par Hubble.

5.2 • Exploration

L'exploration d'Uranus n'a été accomplie que par la sonde spatiale Voyager 2 et aucune autre expédition n'est prévue en 2015. C'est le 24 janvier 1986 que la sonde atteint sa position la plus proche d'Uranus. Voyager 2 découvre dix nouveaux satellites naturels d'Uranus. Elle étudie l'atmosphère d'Uranus, unique en raison de son inclinaison de l'axe de rotation sur le plan de l'orbite de 97,77° et examine le système d'anneaux.

La possibilité d'envoyer la sonde Cassini-Huygens jusqu'à Uranus a été évaluée au cours d'une phase de planification de la mission d'extension en 2009. Il faudrait une vingtaine d'années pour arriver près du système uranien après le départ de Saturne. La mission « Uranus orbiter and probe » a été recommandée pour la période 2013-2022.