Mars, la planète rouge

Mars, la planète rouge
Distance moyenne au soleil:227 940 000km (1.50 ua)
Diamètre: 6794.4 km
Masse (terre=1):0.11
Rotation: 1.029 jours terrestres
Révolution: 686.98 jours terrestres
Satelittes: 2 (Deimos, Phobos)
Densité (eau=1):3.95

Contrairement aux autres planètes, Mars a une période de rotation très proche de celle de la Terre, l'alternance entre le jour et la nuit se fait donc au même rythme que sur notre planète. L'inclinaison de l'axe de rotation par rapport au plan de l'orbite a également une valeur similaire, ce qui conduit la planète à être soumise à un cycle de saisons semblable à celui de la Terre, légèrement plus lent car l'année martienne est plus longue que la nôtre.

Quand on l'observe sans télescope, Mars apparaît sous la forme d'un corps rougeâtre dont l'éclat varie fortement. Lorsqu'elle est au plus proche de la Terre (55,7 millions de km), la planète Mars est, après Vénus, l'objet le plus brillant du ciel nocturne. Le meilleur moment pour observer la planète est celui où Mars est en opposition avec le Soleil, et aussi à sa distance la plus faible. De telles circonstances favorables se répètent à peu près tous les quinze ans, lorsque Mars vient à son périhélie (le point de l'orbite le plus proche du Soleil), ce qui se produit presque exactement au moment de l'opposition des deux astres.

À l'aide d'un télescope ou d'une lunette astronomique, on peut voir que Mars possède des régions orange brillantes et des zones plus sombres et moins rouges, dont les contours et les tons changent avec les saisons martiennes : du fait de l'inclinaison de son axe et de l'excentricité de son orbite, Mars connaît dans sa partie Sud des étés courts et relativement chauds, et de longs hivers relativement froids. La couleur rougeâtre de la planète provient de sa surface fortement oxydée. On pense que les zones sombres se composent de roches semblables aux basaltes terrestres, dont les surfaces ont été érodées et oxydées. Les régions plus brillantes semblent se composer de matériaux similaires, mais encore plus altérés, et recèlent apparemment de petites particules de la taille d'une poussière, en plus grande quantité que dans les régions sombres. La scapolite, un minéral relativement rare sur Terre, semble largement répandue ; il se pourrait qu'elle serve à stocker le dioxyde de carbone, ou gaz carbonique (CO2) atmosphérique.

Des calottes brillantes, composées apparemment de givre ou de glace, marquent les régions polaires de la planète. Leur cycle saisonnier a été suivi pendant presque deux siècles. À chaque automne martien de brillants nuages se développent au-dessus du pôle. En dessous de cette coiffe polaire, une fine pellicule de givre de dioxyde de carbone se dépose au cours de l'automne et de l'hiver. À la fin de l'hiver, la calotte peut s'étendre jusqu'à une latitude de 45°. Au printemps, et à la fin de la longue nuit polaire, la coiffe polaire se dissipe, révélant la calotte de givre hivernal ; la limite de la calotte recule alors progressivement vers le pôle, car la lumière solaire provoque l'évaporation du givre accumulé. Au coeur de l'été, le recul continu de la calotte cesse, un dépôt brillant de givre et de glace subsistant jusqu'à l'automne suivant. Ces calottes polaires résiduelles s'étendent sur 300 km au pôle Sud et sur 1 000 km au pôle Nord. Bien que leur épaisseur réelle ne soit pas connue, elles doivent contenir de la glace et des gaz solidifiés sur peut-être 2 km d'épaisseur.

En plus des coiffes polaires - présumées composées de nuages de dioxyde de carbone solidifié - il existe d'autres nuages de nature différente sur la planète. On observe des brumes d'altitude élevée et des nuages de glace localisés. Ces derniers résultent du refroidissement associé à l'élévation de masses d'air au-dessus d'obstacles élevés. De vastes nuages jaunes, composés de poussière soulevée par les vents martiens, sont nettement visibles pendant les étés australs.
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# Posté le mardi 18 juillet 2006 08:56
Modifié le jeudi 11 octobre 2007 08:17

les astéroides

les astéroides
Les astéroïdes

Le système solaire n'est pas uniquement constitué de planètes et de satellites. Il contient également une multitude de corps de dimension plus réduite, astéroïdes et comètes, ainsi que des petites particules appelées météoroïdes. Ce qui distingue les deux premiers groupes n'est pas la taille, mais plutôt la distance au Soleil et la composition. Les astéroïdes se trouvent à l'intérieur de l'orbite de Jupiter et sont formés de roches, alors que les comètes se trouvent généralement dans des régions beaucoup plus reculées et sont constituées de glaces et de poussières.

Pour l'instant, alors que nous venons de dépasser Mars, intéressons-nous aux astéroïdes. En 1801, l'astronome sicilien Guiseppe Piazzi découvrit un astre inconnu qui se déplaçait dans le ciel et devait donc faire partie du système solaire. Il fut rapidement établi que ce corps, aujourd'hui connu sous le nom de Ceres, orbitait à une distance de 2,9 unités astronomiques du Soleil, entre Mars et Jupiter. Cette découverte fut rapidement suivie d'autres : Pallas en 1802, Juno en 1804 et Vesta en 1807. A partir de la deuxième partie du XIXe siècle, le nombre d'observations d'objets de ce type augmenta très rapidement. On en connaît maintenant des milliers et les planétologues estiment qu'il en existe 100 000 suffisamment brillants pour être un jour observé depuis la Terre.

Dans l'immense majorité des cas, l'orbite des astéroïdes se trouve comprise entre celles de Mars et de Jupiter, plus précisément entre 2 et 3,5 unités astronomiques, dans ce que l'on a baptisé la ceinture d'astéroïdes. La taille de ces objets varie entre plusieurs centaines de kilomètres pour quelques spécimens rares comme Ceres et une valeur de l'ordre du mètre - sous ce seuil on parlera plutôt de météoroïdes. Ce sont des corps de forme irrégulière, constitués de roches et de métaux, comme les planètes telluriques.

L'origine des astéroïdes : la résonance

La première hypothèse quant à l'origine des astéroïdes fut l'explosion d'une planète située entre Mars et Jupiter, dont ces petits corps serait les résidus. Cette idée a cependant été abandonnée, en particulier parce que la masse totale des astéroïdes ne permettrait de reconstruire qu'une planète très petite, avec un diamètre moitié de celui de la Lune.

Aujourd'hui les planétologues préfèrent la théorie selon laquelle les astéroïdes sont des corps qui n'ont pas réussi à s'agglomérer pour former une planète à cause de l'influence de Jupiter. Un indice en faveur de cette théorie est la présence de trous dans la distribution des orbites de la ceinture d'astéroïdes. En effet les orbites dont la période de révolution serait égale à une fraction simple de celle de Jupiter, par exemple la moitié ou le tiers, sont vides.

Imaginez un corps en orbite autour de Soleil avec une période moitié de celle de Jupiter. A chaque fois que la planète fait deux tours, elle se retrouve entre le Soleil et Jupiter dans une configuration complètement identique. L'attraction gravitationnelle de la planète géante va donc agir avec la même force et surtout dans la même direction. C'est cette répétition et cette accumulation d'effets identiques qui finit par avoir une influence conséquente sur l'objet : une déviation de sa trajectoire et un changement de période. Un tel phénomène ne peut se produire que s'il y a accumulation régulière pendant une très longue période, donc si la période de l'objet et celle de Jupiter sont de façon précise dans un rapport simple. C'est ce phénomène, appelé la résonance, qui explique les trous dans la distribution actuelle des orbites d'astéroïdes.

C'est le phénomène de résonance qui est probablement responsable de l'absence d'une quatrième planète tellurique entre Mars et Jupiter. En effet, les planètes se sont formées il y a 4,6 milliards d'années, par l'agglomération de poussières en petits corps appelés planétésimaux, qui se sont eux-mêmes regroupés pour former des astres massifs. Au niveau de la future ceinture d'astéroïdes, une grande partie des planétésimaux était en résonance avec Jupiter, la planète la plus massive du système solaire, et a donc fini par être expulsés de cette zone. Ceci explique qu'il n'y a pas de quatrième planète tellurique, mais uniquement une multitude de petits corps dont la masse totale est relativement faible.

Si la grande majorité des astéroïdes habite la ceinture entre Mars et Jupiter, il y a quelques exceptions notables. Certains visitent parfois les régions situées à l'intérieur de l'orbite de Mars (le groupe d'astéroïdes Amor) ou de celle de la Terre (le groupe Apollo). Certains résident en permanence à l'intérieur de l'orbite terrestre (le groupe Aten). A l'opposé, il existe des astéroïdes qui passent le clair de leur temps au-delà de Saturne, comme par exemple Chiron. On trouve également des astéroïdes, appelés les planètes troyennes, qui suivent la même orbite que Jupiter, mais en avance ou en retard de 60 degrés par rapport à la planète - on parle de points de Lagrange. Une cinquantaine de planètes troyennes a été observée mais il y en a probablement beaucoup plus.


Sur l'image : L'astéroïde Ida et son satellite Dactyl, photographiés en 1994 par la sonde Galileo d'une distance de 10870 kilomètres. Ida (à gauche) est membre de la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. Ida a une dimension de 56 kilomètres et Dactyl de 1.5 kilomètre.
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# Posté le mardi 18 juillet 2006 08:57
Modifié le jeudi 11 octobre 2007 11:18

Jupiter, la planète géante

Jupiter, la planète géante
Distance moyenne au soleil:778 330 000km
Diamètre: 142 984 km
Masse (terre=1):318
Rotation: 0.421 jour terrestre
Révolution: 11.9 années terrestres
Satelittes: 16 (Métis, Adrasrée, Amalthé, Thébé, Io, Europe, Ganymède, Callisto, Léda, Himalia, Lysithé, Élara, Ananké, Carmé, Pasiphae, Sinopé.)
Densité (eau=1):1.33

Les connaissances scientifiques sur Jupiter augmentèrent fortement en 1979, grâce aux sondes spatiales américaines Voyager 1 et Voyager 2. Les observations spectroscopiques effectuées depuis la Terre avaient indiqué que la plus grande partie de l'atmosphère de Jupiter était composée d'hydrogène. Des observations infrarouges menées depuis les sondes Voyager indiquèrent que, en effet, 87% de l'atmosphère de Jupiter était composée d'hydrogène, l'hélium représentant les 13% restants. L'intérieur de la planète devrait avoir une composition semblable à celle de son atmosphère. Ainsi, comme le Soleil et d'autres étoiles, cette planète géante serait composée des deux éléments les plus légers et les plus abondants de l'Univers. Par conséquent, Jupiter pourrait bien provenir directement de la condensation d'une partie de la nébuleuse originelle, le grand nuage interstellaire de gaz et de poussières qui a donné naissance à notre Système solaire, il y a cinq milliards d'années.

Les scientifiques collectèrent également une grande quantité d'informations lorsque des fragments de la comète Shoemaker-Levy 9 tombèrent sur Jupiter en juillet 1994. Les collisions modifièrent l'atmosphère de la planète, réchauffant les gaz intérieurs jusqu'à l'incandescence et les ramenèrent à la surface. Les astronomes ont pu obtenir des images détaillées de ces gaz, en utilisant des télescopes, tant sur Terre que dans l'espace. De nouveaux éléments furent rassemblés grâce aux informations météorologiques fournies par la sonde spatiale Galileo, en 1995, lors de son rendez-vous avec Jupiter.

Jupiter émet environ deux fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. Cette énergie pourrait provenir d'une contraction gravitationnelle très lente de la planète entière, mais il semblerait plutôt qu'elle serait liée à la séparation de l'hydrogène et de l'hélium sous l'effet de la gravitation. Quoi qu'il en soit, l'énergie ne provient pas de réactions nucléaires car Jupiter devrait avoir une masse 60 fois plus élevée pour que de telles réactions se déclenchent, comme dans le Soleil et les autres étoiles.

L'atmosphère turbulente et nuageuse de Jupiter est froide. Avec de l'hydrogène en quantité si abondante, les molécules formées à partir de cet élément, comme le méthane, l'ammoniac et l'eau, sont prédominantes. Les fluctuations périodiques de température de l'atmosphère au-dessus de la troposphère révèlent la présence de vents variables semblables à ceux que l'on rencontre dans la région équatoriale de la stratosphère terrestre. Les photographies des nuages de Jupiter révèlent l'existence de cyclones géants : la grande tache rouge est elle-même l'image d'un formidable ouragan qui s'entretiendrait probablement depuis des milliers d'années.

Dans les basses températures de l'atmosphère de Jupiter, au-dessus de la troposphère (- 125 °C), l'ammoniac gèle, formant les nuages (cirrus) blancs visibles sur de nombreuses photographies de la planète transmises par les sondes Voyager. À des niveaux inférieurs, les composés de l'ammoniac peuvent se condenser. Ils forment probablement les nuages de couleur fauve (colorés par d'autres composés chimiques) observés au-dessus de la planète. La température à la surface de ces nuages est d'environ - 50 °C et la pression atmosphérique est approximativement le double de la pression atmosphérique terrestre. Par des percées dans cette couche de nuages, un rayonnement infrarouge (de la chaleur) s'échappe d'une région dans laquelle la température s'élève à 17 °C. Encore plus profond, des couches plus chaudes ont été détectées par des radiotélescopes qui sont sensibles aux rayonnements pénétrant dans les nuages.

Les calculs indiquent que la température et la pression continuent à augmenter vers l'intérieur. La pression atteint des valeurs auxquelles l'hydrogène commence à se liquéfier puis acquiert une structure en réseau, qui l'apparente à un métal hautement conducteur. Il est possible qu'un noyau de matière proche de la matière terrestre existe au centre de Jupiter. Le champ magnétique de la planète est issu de ces couches, à de grandes profondeurs. Sur la surface de Jupiter, ce champ est 14 fois plus fort que sur la Terre. Sa polarité est opposée à celle du champ magnétique terrestre, ce qui fait qu'une boussole indiquerait le sud sur Jupiter. Ce champ magnétique est à l'origine des larges ceintures de radiation de particules chargées, qui demeurent autour de la planète (jusqu'à une distance de 10 millions de km).

Les anneau de jupiter

Contrairement aux anneaux contournés et complexes de Saturne, Jupiter possède un anneau unique qui est presque uniforme dans sa structure. Il est probablement composé de particules de poussière d'un diamètre inférieur à 10 microns --c'est environ la grosseur des particules de fumée de cigarette. L'anneau s'étend jusqu'à une distance de 129 000 kilomètres (80 161 milles) du centre de la planète et vers l'intérieur jusqu'à 30 000 kilomètres (18 642 milles). Il s'est probablement formé à partir du bombardement par des micrométéorites, des mini-satellites en orbite à l'intérieur de l'anneau.

L'anneau de Jupiter et ses lunes baignent dans une ceinture intense de radiations formée d'électrons et d'ions capturés par le champ magnétique de la planète. Ces particules et ces champs magnétiques forment la magnétosphère ou l'environnement magnétique jovien. Cette magnétosphère s'étend de 3 à 7 millions de kilomètres (1,9 à 4,3 millions de milles) en direction du Soleil et du coté opposé elle s'étire en forme de manche à air, au moins aussi loin que l'orbite de Saturne (une distance de 750 millions de kilomètres (466 millions de milles)).
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# Posté le mardi 18 juillet 2006 08:57
Modifié le jeudi 11 octobre 2007 07:40

Saturne, la planète aux anneaux

Saturne, la planète aux anneaux
Distance moyenne au soleil:1 429 400 000km
Diamètre: 120 536km
Masse(terre=1):95
Rotation: 0.428 jour terrestre
Révolution: 29.458 ans
Satellites: 18 (Pan, Atlas, Prométhée, Pandore,Epiméthée, Janus, Mimas, Enceladus, Téthys, Telesto, Calypso, Dioné, Hélène, Rhéa, Titan, Hypérion, Iapetus, Phoebé)
Densité (eau=1):0.69

Si on lui trouvai an bac a sa mesure Saturne flotterait sur l'eau.
Saturne a peut-etre 4 autre satellites mais ils ne sont pas officialisée

Vue de la Terre, Saturne a l'aspect d'un corps jaunâtre : c'est l'un des astres les plus lumineux du ciel. Aussi connaît-on Saturne depuis l'aube des premières lunettes astronomiques (voir télescope). Plus précisément, c'est Galilée qui est à l'origine de la découverte de Saturne dès 1610, grâce à un petit télescope fabriqué par lui-même. Toutefois, Galilée ne distingue pas que les anneaux sont séparés du corps de la planète.

La première description précise des anneaux de Saturne n'intervient qu'en 1656 ; elle est signée par le brillant savant néerlandais Christiaan Huygens. Actuellement, les télescopes ultra-performants des différents observatoires (et le télescope spatial Hubble) offrent une vue assez précise de Saturne et de son système d'anneaux. Ils permettent également de distinguer une bonne partie des nombreux satellites de Saturne, ainsi que de pâles bandes parallèles à l'équateur, situées dans son atmosphère.

L'intérieur de Saturne est chaud (12000 °C dans le noyau) et Saturne irradie plus d'énergie dans l'espace qu'elle n'en reçoit du Soleil. La plupart de cette énergie supplémentaire est générée par le mécanisme Kelvin-Helmholtz, tout comme pour Jupiter. Cependant cela n'est pas suffisant pour expliquer la luminosité de Saturne.
Les bandes tellement visibles sur Jupiter sont beaucoup plus faibles sur Saturne. Elles sont aussi plus larges à l'équateur. Les détails des nuages supérieurs sont invisibles de la Terre et il fallut donc attendre le passage de Voyager pour étudier la circulation atmosphérique de Saturne. Saturne présente aussi des ovales persistants et d'autres caractéristiques communes à Jupiter. En 1990, le HST a observé un énorme nuage blanc près de l'équateur de Saturne qui n'était pas présent lors du passage des sondes Voyager. En 1994, un autre nuage plus petit fut découvert.
Deux anneaux importants (A et B) et un anneau plus faible (C) peuvent être observés de la Terre. L'intervalle entre les anneaux A et B est appelé division de Cassini. Le trou moins visible dans l'anneau A est appelé division de Encke. Les images envoyées par Voyager ont révélé quatre faibles anneaux supplémentaires (D, E, F et G). Les anneaux de Saturne, contrairement à ceux des autres géantes gazeuses, sont très brillants (albédo 0,2 - 0,6).
Bien qu'ils semblent solides vus de la Terre, les anneaux sont en fait constitués de milliers de petits éléments d'une taille variant de un centimètre à 10 mètres. Quelques objets de quelques kilomètres sont aussi fortement probables.
Les anneaux de Saturne sont extraordinairement minces: bien que leur diamètre soit de plus de 250 000 km, ils ne dépassent pas les 200 mètres d'épaisseur. En dépit de leur apparence impressionnante, il y a très peu de matière dans les anneaux: s'ils étaient concentrés en un seul corps homogène, les anneaux formeraient un corps d'une centaine de kilomètres.
Les anneaux semblent être constitués principalement de glace mais ils pourraient aussi contenir des roches recouvertes de glace.
L'anneau F, le plus externe de Saturne, est une structure complexe composée de deux étroits anneaux brillants et tressés le long desquels des noeuds sont visibles.
Les scientifiques pensent que les noeuds pourraient être dus aux effets gravitationnels des satellites Prométhée et Pandora (et sans doute à la présence d'autres minisatellites qui n'ont pas encore été détectés).
De complexes résonances se produisent entre certaines lunes de Saturne et le système d'anneaux. Les satellites "bergers" (Atlas, Prométhée et Pandora) sont de toute évidence très importants dans la stabilité des anneaux de Saturne; Mimas semble aussi responsable du manque de matière dans la division de Cassini. Pan quant à lui serait responsable de la division de Encke. Dans son ensemble, le système d'anneaux de Saturne est très complexe et encore peu compris.
L'origine des anneaux de Saturne et des autres géantes gazeuses est inconnue. Bien que les anneaux soient peut-être présents depuis la formation des planètes, ils doivent être alimentés par un processus continu, probablement la rupture de satellites plus gros.
Comme les autres géantes gazeuses, Saturne possède un important champ magnétique.
En pleine nuit, Saturne est facilement identifiable à l'oeil nu. Bien qu'elle ne soit pas aussi brillante que Jupiter, son identification est aisée car elle ne "scintille" pas comme les étoiles. Les anneaux et les plus gros satellites sont visibles à l'aide d'un petit télescope.
Notre connaissance de Saturne résulte également de la multitude de données collectées par les trois sondes spatiales américaines Pioneer 11 et Voyager 1 et 2, qui ont survolé Saturne respectivement en septembre 1979, novembre 1980 et août 1981. L'équipement embarqué de ces sondes - caméras et instruments permettant de mesurer l'intensité et la polarisation des ondes électromagnétiques dans le domaine du visible, de l'ultraviolet, de l'infrarouge et des ondes radio - a notamment permis d'étudier le champ magnétique de Saturne et sa magnétosphère.

Une autre sonde, baptisée Cassini-Huygens, lancée par la NASA (National Aeronautics Space Administration) en octobre 1997, doit se placer en orbite autour de Saturne en 2004. Les objectifs principaux de cette mission sont l'étude de la magnétosphère, du système d'anneaux et des satellites de la planète géante. Cette mission comprend également le largage depuis l'engin spatial d'un petit module, baptisée Huygens, sur la surface de Titan - le plus grand satellite de Saturne. La descente du module Huygens dans l'atmosphère de Titan, prévue en novembre 2004, a été repoussée au mois de janvier 2005, à la suite de l'observation d'un défaut de conception de la sonde
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# Posté le mardi 18 juillet 2006 08:58
Modifié le jeudi 11 octobre 2007 08:16

Uranus, la planète sens dessus dessous

Uranus, la planète sens dessus dessous
Distance moyenne au soleil: 2 870 990 000km (19 ua)
Diamètre: 51 118
Masse(terre=1): 17
Rotation: 0.742 jour terrestre
Révolution: 84.01 années terrestres
Satellites: 15 (Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon)
Densité (eau=1): 1.29

La planète Uranus fut découverte par hasard par William Herschel en 1781.
Son diamètre en fait la troisième plus grosse planète du système solaire.
L'atmosphère d'Uranus est principalement constituée d'hydrogène, d'hélium (environ 12%), et d'une faible proportion de méthane, soit une composition vraisemblablement très proche de celle de la nébuleuse qui fut à l'origine du Système solaire. Dans un télescope ou une lunette astronomique, la planète apparaît comme un petit disque vert bleuâtre, avec un mince contour vert. Comparée à la Terre, Uranus a une masse 14,5 fois plus élevée, un volume 67 fois plus important et une gravité plus forte d'un facteur 1,17. Toutefois, son champ magnétique ne vaut qu'un dixième de celui de la Terre, et l'axe magnétique est incliné de 55° par rapport à l'axe de rotation de la planète, ce qui est une autre originalité d'Uranus. Enfin, la densité d'Uranus est sensiblement égale à 1,2 fois celle de l'eau.

Un système de neuf anneaux elliptiques entourant la planète dans son plan équatorial a été décelé depuis la Terre en 1977. Ils sont tous très fins, leur épaisseur n'excédant pas 20 à 30 m, et très étroits pour la plupart (quelques kilomètres de largeur, sauf pour le plus extérieur d'entre eux, dont la largeur varie entre 20 et 100 km). Ces neufs anneaux sont localisés dans une région s'étendant de 42 000 à 51 000 km du centre d'Uranus. Deux anneaux supplémentaires, dont l'un est beaucoup plus large (2 500 km) ont été découverts en janvier 1986 grâce à des images prises par la sonde Voyager 2.

En plus de ses anneaux, Uranus possède quinze satellites. Tous tournent dans le plan équatorial d'Uranus et se déplacent dans le sens de la rotation de la planète. Cinq d'entre eux furent découverts de la Terre, l'existence des dix autres ayant ensuite été révélée par Voyager 2. Les deux plus gros satellites, Obéron et Titania, ont été découverts par William Herschel en 1787, l'astronome anglais William Lassell ayant découvert Ariel et Umbriel en 1851, tandis que Miranda ne fut découvert qu'en 1948 par l'astrophysicien américain d'origine néerlandaise Gerard Kuiper (il découvrit également l'année suivante Néréide, deuxième satellite de Neptune). Anneaux et satellites d'Uranus présentent une surface très sombre, ce qui laisse présager qu'ils sont constitués de matière carbonée.
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# Posté le mardi 18 juillet 2006 09:02
Modifié le jeudi 11 octobre 2007 08:29