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Mars

Mars
Mars

Planète du système solaire située entre la Terre et Jupiter.

Mars figure parmi les cinq planètes visibles à l'œil nu dans le ciel et de ce fait observées depuis l'Antiquité. Sa couleur rougeâtre caractéristique, qui évoque le sang, lui a valu de recevoir le nom du dieu de la Guerre dans la mythologie grecque (Arès), puis dans la mythologie romaine (Mars). L'une des deux planètes les plus voisines de la Terre, avec Vénus, elle est aussi, de toutes les planètes du système solaire, celle qui offre le plus de ressemblances avec la nôtre (jour, appelé sol, d'une durée voisine de 24 h 37 min, inclinaison de l'axe de rotation de 24°, saisons…) et il n'est pas exclu qu'une activité biologique ait pu jadis y apparaître. C'est pourquoi elle suscite autant d'intérêt chez les scientifiques et a donné lieu, depuis le début des années 1960, à plus d'une trentaine de missions spatiales, dont une dizaine seulement ont connu un succès total.

Caractéristiques physiques et orbitales de Mars

CARACTÉRISTIQUES PHYSIQUES DE MARS
diamètre équatorial6 794 km (0,533 fois celui de la Terre)
diamètre polaire6 760 km
aplatissement0,005
masse par rapport à celle de la Terre0,107
densité moyenne3,93
période de rotation sidérale24 h 37 min 22,7 s
inclinaison de l'équateur sur l'orbite24°
albédo0,154

CARACTÉRISTIQUES ORBITALES DE MARS
demi-grand axe de l'orbite227 940 000 km, soit 1,523 7 ua
distance maximale au Soleil249 000 000 km
distance minimale au Soleil207 000 000 km
excentricité0,093
inclinaison sur l'écliptique1°51'
période de révolution sidérale686,980 j
vitesse orbitale moyenne24,14 km/s

Relief

Révélé par diverses sondes spatiales, la plupart américaines, depuis 1965 (Mariner 4), le relief de Mars, extrêmement diversifié, montre des cratères et des bassins d'impact analogues à ceux de Mercure ou de la Lune, des plaines volcaniques, de nombreuses failles, des vallées sinueuses, dans lesquelles ont dû couler autrefois des rivières, des champs de dunes, etc. On y observe à la fois des indices d'un bombardement météoritique ancien et des preuves d'une activité tectonique, de phénomènes de volcanisme, d'érosion par l'eau, d'usure et de sédimentation à grande échelle par le vent.

Alors que dans l'hémisphère Nord prédominent des plaines volcaniques très semblables aux « mers » lunaires, l'hémisphère Sud offre un relief beaucoup plus tourmenté, et constitue un haut plateau fortement cratérisé, donc vraisemblablement plus ancien. Entre les deux, le long d'un grand cercle incliné de 35° environ sur l'équateur, s'étend une zone de transition très érodée et découpée, semée de buttes, de failles et de fractures.

Nombreux et divers, les édifices volcaniques sont l'une des structures les plus caractéristiques de la planète ; le volcanisme se traduit aussi par des rivières de lave et des plaines de lave qui présentent des indices d'une activité récente (certaines coulées ne remonteraient qu'à une dizaine de millions d'années). Les volcans les plus imposants, dans la région de Tharsis, s'apparentent aux volcans boucliers hawaïens ; le plus spectaculaire, Olympus Mons, atteint 21,3 km d'altitude pour 600 km de diamètre à la base et il est entouré d'un escarpement de 6 000 m de haut : c'est le plus important volcan du système solaire. Juste au sud de l'équateur, une immense fracture, Valles Marineris, s'étend sur près de 4 000 km. Cette grande faille, qui mesure par endroits 120 km de large et 6 km de profondeur, est sans doute un fossé d'effondrement ouvert dans la croûte martienne à la suite d'un violent mouvement tectonique.

Il est à présent avéré que Mars a été, jusqu'à une époque relativement récente, une planète géologiquement active. Les puissants courants de convection dans le manteau, combinés aux contraintes dans la croûte, ont créé du volcanisme et de fortes déformations à la surface (fossés d'effondrement, rides compressives). En l'absence de tectonique des plaques (à la différence de la Terre), les remontées de magma se sont effectuées à l'emplacement de « points chauds » et, à la surface, la superposition des couches de lave qui se sont épanchées pendant plusieurs centaines de millions d'années explique la formation d'immenses édifices volcaniques.

On ignore encore la cause de la dissymétrie géographique entre le Sud et le Nord, caractérisée par une différence d'altitude moyenne de 5 km et par une inégale distribution des formations géologiques. Pour certains spécialistes, elle aurait une origine géologique interne : elle résulterait de mouvements de convection asymétriques dans le manteau, qui auraient provoqué une différence d'épaisseur de la croûte martienne entre les deux hémisphères. Pour d'autres, elle aurait une origine externe : la croûte de l'hémisphère Nord aurait été amincie sous l'effet d'un très grand nombre d'impacts météoritiques.

Les régions polaires sont recouvertes de calottes glaciaires (glace d'eau, glace carbonique, neige carbonique, sédiments) bien visibles de la Terre, qui s'étendent et régressent alternativement au rythme des saisons. (durant l'automne et l'hiver, lorsque la température à la surface s'abaisse au-dessous de – 125 °C, le dioxyde de carbone présent dans l'atmosphère se dépose au sol sous forme de neige et de glace carbonique ; au printemps, lorsque la température remonte, ce dépôt repasse à l'état gazeux). La première preuve directe de la présence de glace d'eau sur la calotte polaire australe a été fournie par le spectromètre imageur de la sonde européenne Mars Express au début de 2004.

Dans les plaines, le sol est tapissé de fines poussières ferrugineuses qui lui donnent sa couleur rouge-orangé caractéristique.

Atmosphère ; météorologie

L'atmosphère martienne, extrêmement ténue, renferme : 95,3 % de gaz carbonique, 2,7 % d'azote, 1,6 % d'argon, 0,13 % d'oxygène (moléculaire), et des traces d'oxyde de carbone, de vapeur d'eau et d'autres gaz. Si l'on précipitait entièrement à la surface le contenu en eau de l'atmosphère, on obtiendrait tout au plus une couche de glace de quelques centièmes de millimètre dans les régions les plus humides. Aussi faible soit-elle, la teneur atmosphérique en vapeur d'eau atteint rapidement son niveau de saturation, du fait des basses températures, ce qui explique la formation de nuages et, à la surface, de givre. Toutefois, les fins cristaux de glace qui constituent les nuages se subliment avant de toucher le sol, de sorte qu'il ne pleut jamais sur Mars.

La pression moyenne à la surface est d'environ 6 hectopascals, inférieure au centième de la pression atmosphérique terrestre au niveau de la mer et voisine de celle qui règne, autour de notre planète, à plus de 30 km d'altitude. Les températures sont basses et les écarts thermiques diurnes importants (+ 22 °C au maximum pendant le jour et −73 °C au minimum pendant la nuit à l'équateur). La plus basse température (−143 °C) a été relevée au pôle Sud pendant l'hiver austral. La température moyenne annuelle au niveau du sol est de – 55 °C (contre + 13 °C pour la Terre).

Balayant un sol sec, les vents (qui soufflent parfois à plus de 200 km/h mais seraient néanmoins à peine perceptibles par d'éventuels astronautes en raison de la ténuité de l'atmosphère) soulèvent des poussières ferrugineuses qui provoquent une absorption et une diffusion de la lumière solaire, donnant à l'atmosphère une teinte rose ocre. Ces phénomènes tourbillonnaires s'observent surtout dans l'après-midi martien, lorsque les températures de la surface sont maximales et, donc, que la convection atmosphérique créant des ascendances de gaz chaud est la plus forte. L'intense activité éolienne est attestée par l'existence de champs de dunes.

À chaque printemps austral, quand Mars passe au plus près du Soleil, de nombreuses tempêtes de poussières prennent naissance dans l'hémisphère Sud. Le plus souvent très localisées, elles affectent parfois une région entière et, plus exceptionnellement, s'amplifient à l'échelle de la planète entière, comme on a pu l'observer notamment en 1956, 1971, 1973, 1977, 1982 et 2001.

Si Mars est aujourd'hui une planète froide et sèche, il n'en a pas toujours été ainsi. Comme la Terre, elle semble avoir bénéficié jadis d'un climat doux et humide. Mais, par suite de sa faible gravité (liée à sa petite taille et à sa densité moindre que celle de la Terre), elle a laissé échapper dans l'espace son atmosphère primitive et a connu ensuite un destin très différent de celui de notre planète. Selon certains calculs, l'inclinaison de son axe de rotation par rapport au plan de son orbite a pu connaître dans le passé des variations très importantes (à la différence de la Terre, stabilisée par la Lune), à l'origine de variations climatiques considérables.

Structure interne

Comme les autres planètes telluriques, Mars comporte un noyau central, entouré d'un manteau et d'une croûte superficielle. Cette dernière paraît toutefois beaucoup plus épaisse que la croûte terrestre : d'après les mesures des variations du champ de gravité martien, elle aurait une épaisseur moyenne de 40 km dans l'hémisphère Nord et de 70 km dans l'hémisphère Sud. Le noyau, d'un rayon compris entre 1 500 et 1 900 km (environ la moitié du rayon de la planète), serait constitué de 70 à 80 % de fer, auquel s'ajouteraient du nickel et du soufre, et pourrait être totalement liquide, contrairement au noyau terrestre.

La recherche de la vie

De toutes les planètes du système solaire, Mars est la plus à même, hormis la nôtre, d'avoir vu éclore une activité biologique (→ exobiologie). La recherche d'indices d'une telle activité a constitué le principal objet de la mission des atterrisseurs des deux sondes américaines Viking, qui se sont posés sur la « planète rouge » en 1976. Ceux-ci ont prélevé et analysé dans ce but des échantillons du sol martien. À bord de chaque engin, trois expériences étaient spécifiquement destinées à la recherche d'une vie microscopique comparable à celle qui s'est développée sur la Terre, grâce à l'observation éventuelle de réactions chimiques caractéristiques, comme l'absorption d'oxygène et le rejet de gaz carbonique. Une quatrième expérience était destinée à la détection d'éventuels composés organiques. Les résultats ont été décevants : une activité chimique importante a bien été décelée, mais pas la moindre trace de molécule organique.

Le débat a été relancé par l'annonce, en 1996, de la découverte dans une météorite recueillie en 1984 dans l'Antarctique et présumée d'origine martienne (en raison notamment de sa composition chimique et isotopique) de plusieurs résultats d'analyse physico-chimique susceptibles de constituer des indices d'une activité biologique fossile. Cette découverte a, depuis, été infirmée. Cependant, si la plupart des chercheurs estiment que toute activité biologique est impossible aujourd'hui sur Mars (sauf peut-être en profondeur, dans des « niches » écologiques), en raison de l'absence d'eau à l'état liquide (liée à la faible pression atmosphérique) et des propriétés oxydantes de la surface, on garde l'espoir de découvrir sur le sol martien des indices d'une vie fossile, témoins de l'époque où la planète aurait connu des conditions plus clémentes. Les images obtenues en orbite par les sondes américaines Mars Global Surveyor, depuis 1999, et Mars Odyssey, depuis 2001, ont en effet non seulement renforcé les présomptions de la présence d'eau liquide sur Mars dans un lointain passé, mais révélé aussi des structures regardées comme des indices de coulées géologiquement très récentes, remontant à quelques millions d'années seulement, voire beaucoup moins. L'exploration in situ du sol martien a repris en 1997, dans la région Ares Vallis, avec la sonde américaine Mars Pathfinder, porteuse du petit véhicule robotisé Sojourner. Après le succès total de cette mission expérimentale, elle se poursuit depuis 2004 avec deux autres véhicules automobiles américains plus importants (174 kg), Mars Exploration Rover 1, alias Spirit, et Mars Exploration Rover 2, alias Opportunity.

Le premier a été déposé le 4 janvier 2004, à l'intérieur du cratère Gusev (du nom d'un astronome russe du xixe s.), un cratère d'impact de 150 km de diamètre situé par 15° de latitude Sud et 175° de longitude Ouest, près de la frontière entre les plaines lisses du Nord et le haut plateau du Sud. Les premières images envoyées par l'engin ont montré un paysage rocailleux rappelant ceux déjà observés précédemment. Mais l'une des raisons du choix du cratère Gusev comme site d'atterrissage tient à ce qu'il se situe à l'embouchure d'une vallée de plus de 900 km de long qui aurait été formée en quelques mois, il y a plus de trois milliards d'années, par un brutal écoulement de quelque 100 000 km3 d'eau (« vallée de débâcle » Ma'adim Vallis, Ma'adim signifiant Mars en hébreu) ; ce flot se serait déversé dans le cratère pour constituer un lac aujourd'hui disparu mais qui a très probablement laissé une importante couche de sédiments. On espérait que Spirit trouverait ce matériau sédimentaire, dont l'analyse aurait alors fourni des informations très précieuses sur les conditions d'environnement qui prévalaient à l'époque où le lac existait et où Mars connaissait un climat chaud et humide. Cela n'a malheureusement pas été le cas. Le deuxième véhicule, Opportunity, a été déposé le 26 janvier 2004, dans un petit cratère bordé d'affleurements rocheux, à proximité de l'équateur et du méridien origine, dans une région très plate, Meridiani Planum, où la sonde orbitale Mars Global Surveyor a détecté un dépôt important d'hématite grise, un oxyde de fer dont la formation nécessite souvent la présence d'eau liquide. Les panoramas transmis par l'engin montrent un désert de « sable » très fin, qui tranche avec les paysages rocailleux photographiés par les Viking, Sojourner et Spirit, et Opportunity a effectivement mis en évidence dans le sol et dans certaines roches plusieurs indices de la présence ancienne d'eau liquide sur le site.

Avant de se mettre en orbite autour de Mars, le 25 décembre 2003, la sonde européenne Mars Express a, pour sa part, largué sur Mars un petit atterrisseur britannique de 30 kg, Beagle 2, qui devait se poser par 10,6° de latitude Nord et 90° de longitude Est, dans la région Isidis Planitia, regardée comme un ancien bassin sédimentaire, et procéder à des prélèvements et des analyses d'échantillons du sol (recueillis éventuellement sous de petits rochers ou, par carottage, jusqu'à plusieurs dizaines de centimètres de profondeur) pour tenter d'y déceler des traces d'activité biologique. Malheureusement, le contact n'a pu être établi avec l'engin après son arrivée au sol. Toutefois, cet échec ne compromet en rien la mission de la sonde orbitale, équipée d'une caméra couleur stéréoscopique, de deux spectromètres pour l'étude de l'atmosphère, d'un spectro-imageur dédié à l'étude minéralogique, d'un dispositif d'observation des interactions du vent solaire et de la haute atmosphère, et d'un radar pour déceler la présence éventuelle d'eau liquide dans le sous-sol jusqu'à une profondeur de un à deux kilomètres.

Exploration future

Pour la communauté scientifique, de l'astronome au géologue, au météorologue, au biochimiste…, Mars offre un champ d'expérimentation tellement fascinant que son exploration est appelée à se poursuivre et à s'intensifier. Les prochaines années verront la mise en œuvre de nouvelles missions automatiques au rythme des rapprochements de la planète avec la Terre (oppositions de Mars), tous les 26 mois : sondes orbitales, stations de mesure au sol, véhicules de reconnaissance… Puis, entre 2010 et 2020, devraient intervenir des missions qui auront pour objet la collecte d'échantillons du sol martien et leur retour sur la Terre. Ces différentes missions constitueront le prélude à ce qui pourrait constituer la plus grande aventure humaine du XXIe s., les vols habités vers Mars.

Satellites

On connaît l'existence, autour de Mars, de deux petits satellites : Phobos et Deimos. Ils s'apparentent à des astéroïdes, qui auraient été capturés par l'attraction gravitationnelle de la planète, à l'instar des plus petits satellites de Jupiter ou de Saturne. Toutefois, leur faible densité et la brièveté de la période durant laquelle Mars a conservé, après sa formation, une atmosphère relativement épaisse, constituent des obstacles à ce scénario.

Les satellites naturels des planètes du système solaire

LES SATELLITES NATURELS DES PLANÈTES DU SYSTÈME SOLAIRE
TERRE
Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103km) (en rayons de la planète)
Lune     27,3217 384,4 60,268 3 476 3,34

MARS

Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103km) (en rayons de la planète)
Phobos I 1877 0,319 9,38 2,76 27×21×19 1,9
Deimos II 1877 1,262 23,46 6,91 15×12×11 1,8

JUPITER

Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103 km) (en rayons de la planète)
Métis XVI 1979 0,295 128 1,79 40 -
Adrastée XV 1979 0,298 129 1,8 26×20×16 -
Amalthée V 1892 0,498 181,4 2,54 262×146×134 3,1
Thébé XIV 1979 0,674 221,9 3,11 110×110×90 -
Io I 1610 1,769 421,6 5,91 3 643 3,53
Europe II 1610 3,551 670,9 9,4 3 122 3,01
Ganymède III 1610 7,155 1 070,40 14,97 5 262 1,94
Callisto IV 1610 16,689 1 882,70 26,33 4 821 1,83
Themisto XVIII 1975/2000 130 7 507 105 ~ 8 -
Léda XIII 1974 240,9 11 170 156,2 10 -
Himalia VI 1904 250,6 11 460 160,3 170 -
Lysithea X 1938 259,2 11 720 163,9 24 -
Elara VII 1905 259,7 11 740 164,2 80 -
S/2000 J11   2000 287 12 560 175,7 ~ 4 -
Carpo XLVI 2003 456,5 17 100 239,2 ~ 6 -
S/2003 J3   2003 504,0 (r) 18 340 256,5 ~ 4 -
S/2003 J12   2003 533,3 (r) 19 000 265,8 ~ 2 -
Euporie XXXIV 2001 553,1 (r) 19 390 271,2 ~ 2 -
Mneme XL 2003 599,0 (r) 20 600 288,1 ~ 4 -
Thelxinoe XLII 2003 601,0 (r) 20 700 289,5 ~ 4 -
S/2003 J18   2003 606,3 (r) 20 700 289,5 ~ 4 -
Helike XLV 2003 617,3 (r) 20 980 293,5 ~ 8 -
S/2003 J16   2003 595,4 (r) 21 000 293,7 ~ 4 -
Euanthe XXXIII 2001 620,0 (r) 21 030 294 ~ 3 -
Harpalyke XXII 2000 623,3 (r) 21 110 295,3 ~ 4 -
Praxidike XXVII 2000 625,3 (r) 21 150 295,8 ~ 4 -
Orthosie XXXV 2001 623,0 (r) 21 170 296,1 ~ 2 -
Hermippe XXX 2001 631,9 (r) 21 250 297,2 ~ 4 -
Iocaste XXIV 2000 631,5 (r) 21 270 297,5 ~ 5 -
Ananke XII 1951 629,8 (r) 21 280 297,7 20 -
Thyone XXIX 2001 632,4 (r) 21 310 298,1 ~ 4 -
S/2003 J15   2003 668,4 (r) 22 000 307,7 ~ 4 -
S/2003 J17   2003 690,3 (r) 22 000 307,7 ~ 4 -
Kallichore XLIV 2003 683,0 (r) 22 400 313,3 ~ 4 -
S/2003 J9   2003 683,0 (r) 22 440 313,9 ~ 2 -
S/2003 J19   2003 701,3 (r) 22 800 318,9 ~ 4 -
Arche XLIII 2002 723,9 (r) 22 930 320,7 ~ 3 -
Pasithee XXXVIII 2001 716,3 (r) 23 030 322,1 ~ 2 -
Kale XXXVII 2001 720,9 (r) 23 120 323,4 ~ 2 -
Chaldene XXI 2003 723,8 (r) 23 180 324,2 ~ 4 -
Eurydome XXXII 2001 720,8 (r) 23 220 324,8 ~ 3 -
Isonoe XXVI 2000 725,5 (r) 23 220 324,8 ~ 4 -
S/2003 J4   2003 723,2 (r) 23 260 325,4 ~ 4 -
Erinome XXV 2000 728,3 (r) 23 280 325,6 ~ 3 -
Taygete XX 2000 732,2 (r) 23 360 326,7 ~ 5 -
Carme XI 1938 743,2 (r) 23 400 327,3 30 -
Aitne XXXI 2001 741,0 (r) 23 550 329,4 ~ 3 -
Kalyke XXIII 2000 743,0 (r) 23 580 329,8 ~ 5 -
Pasiphae VIII 1908 743,6 (r) 23 620 330,4 ~ 36 -
Sponde XXXVI 2001 749,1 (r) 23 810 333 ~ 2 -
Megaclite XIX 2000 252,8 (r) 23 810 333 ~ 5 -
Aoede XLI 2003 748,8 (r) 23 810 333 ~ 8 -
Sinope IX 1914 758,9 (r) 23 940 334,9 28 -
Cyllene XLVIII 2003 737,8 (r) 24 000 335,7 ~ 4 -
S/2003 J23   2003 759,7 (r) 24 060 336,5 ~ 4 -
S/2003 J5   2003 759,7 (r) 24 080 336,8 ~ 8 -
Callirrhoe XVII 1999 758,8 (r) 24 100 337,1 ~ 8 -
Autonoe XXVIII 2001 765,1 (r) 24 120 337,4 ~ 4 -
S/2003 J10   2003 767,0 (r) 24 250 339,2 ~ 4 -
Hegemone XXXIX 2003 781,6 (r) 24 510 342,8 ~ 6 -
Eukelade XLVII 2003 781,6 (r) 24 560 343,5 ~ 8 -
S/2003 J14   2003 807,8 (r) 25 000 349,7 ~ 4 -
S/2003 J2   2003 982,5 (r) 28 570 399,6 ~ 4 -

SATURNE

Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103 km) (en rayons de la planète)
Pan XVIII 1981/1990 0,575 133,6 2,22 20 0,6
Daphnis XXXV 2005 0,594 136,5 2,26 ~ 7 -
Atlas XV 1980 0,602 137,7 2,28 37×34×26 0,6
Prométhée XVI 1980 0,613 139,4 2,28 148×100×68 0,6
Pandore XVII 1980 0,629 141,7 2,35 110×88×62 0,6
Épiméthée XI 1980 0,694 151,4 2,51 138×110×110 0,6
Janus X 1966/1980 0,695 151,5 2,51 194×190×154 0,6
Mimas I 1789 0,942 185,5 3,08 408×392×382 1,14
Methone XXXII 2004 1,01 194 3,22 ~ 6 -
Pallene XXXIII 2004 1,14 211 3,5 ~ 8 -
Encelade II 1789 1,37 238 3,95 512×494×490 1
Téthys III 1684 1,888 294,7 4,89 1 072×1 056×1 052 1
Calypso XIV 1980 1,888 294,7 4,89 30×16×16 1
Telesto XIII 1980 1,888 294,7 4,89 30×25×15 -
Dioné IV 1684 2,737 377,4 6,26 1 120 1,5
Hélène XII 1980 2,737 377,4 6,26 36×32×30 1,5
Polydeuces XXXIV 2004 2,74 377,4 6,26 ~ 8 -
Rhéa V 1672 4,517 527 8,74 1 528 1,2
Titan VI 1655 15,945 1 221,83 20,27 5 150 1,88
Hypérion VII 1848 21,277 1 481,10 24,58 370×280×226 1,5
Japet VIII 1671 79,33 3 561,30 59,09 1 436 1,02
Kiviuq XXIV 2000 449 11 370 189 ~ 17 -
Ijiraq XXII 2000 451 11 440 190 ~ 10 -
Phoebé IX 1898 550,48 (r) 12 952 214,91 230×220×210 -
Paaliaq XX 2000 687 15 200 252 ~ 20 -
Skathi XXVII 2000 729 (r) 15 650 260 ~ 6 -
Albiorix XXVI 2000 738 16 390 272 ~ 26 -
S/2004 S11   2004 822 16 950 281 ~ 6 -
Erriapo XXVIII 2000 871 17 610 292 ~ 8 -
Siarnaq XXIX 2000 893 18 160 301 ~ 32 -
Tarvos XXI 2000 926 18 420 303 ~ 13 -
S/2004 S13   2004 906 (r) 18 450 306 ~ 6 -
S/2004 S17   2004 986 (r) 18 600 309 ~ 4 -
Mundilfari XXV 2000 951 (r) 18 710 310 ~ 6 -
Narvi XXXI 2003 956 (r) 18 720 311 ~ 6 -
S/2004 S15   2004 1 008 (r) 18 750 311 ~ 6 -
S/2004 S10   2004 1 026 (r) 19 350 321 ~ 6 -
Suttungr XXIII 2000 1 017 (r) 19 470 323 ~ 6 -
S/2004 S12   2004 1 048 (r) 19 650 326 ~ 6 -
S/2004 S18   2004 1 052 (r) 19 650 326 ~ 6 -
S/2004 S07   2004 1 103 (r) 19 800 329 ~ 6 -
S/2004 S09   2004 1 077 (r) 19 800 329 ~ 6 -
S/2004 S14   2004 1 081 (r) 19 950 331 ~ 6 -
Thrymr XXX 2000 1 089 (r) 20 470 340 ~ 6 -
S/2004 S16   2004 1 271 (r) 22 200 368 ~ 4 -
S/2004 S08   2004 1 355 (r) 22 200 368 ~ 6 -
Ymir XIX 2000 1 312 (r) 23 100 383 ~ 16 -

URANUS

Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103km) (en rayons de la planète)
Cordelia VI 1986 0,33 49,7 1,95 ~ 30 -
Ophelia VII 1986 0,37 53,8 2,1 ~ 30 -
Bianca VIII 1986 0,43 59,2 2,31 ~ 40 -
Cressida IX 1986 0,46 61,8 2,41 ~ 60 -
Desdemona X 1986 0,47 62,7 2,45 ~ 60 -
Juliet XI 1986 0,49 64,6 2,52 ~ 80 -
Portia XII 1986 0,51 66,1 2,58 ~ 110 -
Rosalind XIII 1986 0,56 69,9 2,73 ~ 60 -
Cupidon XXVII 2003 0,618 74,8 2,93 ~ 24 -
Belinda XIV 1986 0,623 75,26 2,94 80 -
Perdita XXV 1986/2003 0,638 76,4 2,99 80 -
Puck XV 1985 0,762 86 3,37 160 -
Mab XXVI 2003 0,923 97,7 3,82 ~ 32 -
Miranda V 1948 1,43 129,4 5,08 480×466 1,2
Ariel I 1851 2,52 191 7,48 1 160 1,7
Umbriel II 1851 4,144 266 10,41 1 170 1,4
Titania III 1787 8,706 436 17,05 1 580 1,7
Obéron IV 1787 13,463 583,5 22,79 1 520 1,6
Francisco XXII 2001 666,6 (r) 4 280 167,3 ~ 12 -
Caliban XVI 1997 579 (r) 7 230 282,9 96 -
Stephano XX 1999 675 (r) 8 002 309,2 ~ 20 -
Trinculo XXI 2001 758,1 (r) 8 571 335,3 ~ 10 -
Sycorax XVII 1997 1 289 (r) 12 179 475 190 -
Margaret XXIII 2003 1 695 14 345 561,3 ~ 12 -
Prospero XVIII 1999 1 992,8 (r) 16 418 630 30 -
Setebos XIX 1999 2 202,3 (r) 17 459 688,8 30 -
Ferdinand XXIV 2001 2 823,4 (r) 21 000 821,6 ~ 12 -

NEPTUNE

Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103km) (en rayons de la planète)
Naïade III 1989 0,294 48,23 1,95 96×60×52 -
Thalassa IV 1989 0,311 50 2,02 108×100×52 -
Despina V 1989 0,335 53 2,12 180×148×128 -
Galatea VI 1989 0,429 62 2,5 204×184×144 -
Larissa VII 1989 0,555 74 2,97 216×204×168 -
Proteus VIII 1989 1,122 118 4,75 440×416×404 -
Triton I 1848 5,877 (r) 355 14,33 2 707 2,05
Néréide II 1949 360,1 5 513 222,67 340 -
S/2002 N1   2002 1 874,80 (r) 15 686 633,4 120 -
S/2002 N3   2002 2 982,30 20 857 911,8 76 -
S/2002 N2   2002 2 918,90 22 452 906,6 96 -
S/2002 N4   2002 8 863,1 (r) 47 279 1 880,50 120 -
Psamathe   2003 9 136,1 (r) 46 738 1 887,3 76 -
S/2004 N 1   2013 0,9362 105,2 4,25 16 -

PLUTON

Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103km) (en rayons de la planète)
Charon I 1978 6,3872 19,6 17 ~ 1 207 ~ 1,7
S/2005 P2   2005 25,5 49,5 43    
S/2005 P1   2005 38,2 64,7 56,3