Jupiter
Après la ceinture
d’astéroïdes, nous entrons dans le domaine des
planètes géantes. A 5,2 unités
astronomiques du Soleil, soit 775 millions de kilomètres, nous rencontrons
Jupiter, dont le diamètre équatorial est d’environ 143 000 kilomètres, soit 11
fois celui de la Terre.
Avec une masse
proche de 320 fois celle de notre planète, Jupiter est deux fois plus massive
que toutes les autres planètes du système solaire réunies. Sa densité moyenne
est d’environ 1,3 fois la densité de l’eau, ce qui est à comparer avec la
densité moyenne de la Terre : 5,5 fois celle de l’eau. Cette faible valeur fut
interprétée dès les années 1930 comme une prépondérance des deux éléments les
plus légers, hydrogène et hélium.
Jupiter est l’un
des objets les plus intéressant du ciel nocturne. Même un petit télescope
révèle un disque découpé par plusieurs bandes parallèles alternativement
claires et sombres. D’autres détails apparaissent : une énorme région ovale et
rouge, déjà observée au XVIIe siècle, et de nombreuses petites régions ovales
blanches ou brunes.
Une autre
caractéristique de Jupiter est son fort aplatissement dû à une vitesse de
rotation vertigineuse. La planète effectue en effet un tour sur elle-même en
moins de 10 heures, ce qui est prodigieux étant donné son gabarit.
Une mosaïque
d’images prises lors du survol de Jupiter par la sonde Cassini en 2000. Crédit
:NASA/JPL/Space Science Institute
Les sondes
Les premières
informations consistantes sur Jupiter furent récoltées par les sondes Pioneer
10 en 1973, Pioneer 11 en 1974, puis plus tard Voyager 1 et 2 en 1979.
Ces sondes
fournirent en particulier une analyse spectrale poussée et confirmèrent que la
planète est essentiellement constituée d’hydrogène (82 pour cent de la masse
totale) et d’hélium (17 pour cent), avec quelques traces d’autres éléments
comme le méthane (CH4) ou l’ammoniac (NH3).
Elles révélèrent
également l’existence d’un anneau très fin dans le plan de l’équateur de
Jupiter, composé de poussières et de petites roches.
La planète fut
également survolée par les sondes Ulysse en 1992 et Cassini en 2000, mais la
moisson la plus importante a été réalisée récemment lors de la mission Galileo.
La sonde Galileo
fut lancée en 1989 par la navette Atlantis pour atteindre Jupiter en 1995 et se
mettre en orbite autour de la planète. La mission dura jusqu’en 2003 lorsque,
presque à court de carburant, la sonde fut déviée de sa trajectoire pour aller
se désintégrer dans l’atmosphère de Jupiter.
Lors de ses 8
années d’observation, Galileo accumula une quantité fantastique d’information
sur l’atmosphère de Jupiter, sa magnétosphère, son système d’anneaux et ses
satellites.
De plus, lors de
son arrivée à Jupiter, une sonde plus petite se sépara de l’engin principal
pour plonger vers la planète et étudier directement l’atmosphère, en
particulier les nuages et les vents. Cette sonde réussit à survivre pendant 57
minutes avant d’être écrasée par la pression atmosphérique.
Une image en fausses
couleurs de la grande tache rouge, prise dans l’infrarouge par la sonde Galileo
en 1996. Crédit : NASA/JPL
Structure interne
La structure
interne de Jupiter a été déterminée grâce à différents types d’observations. La
façon dont la planète est déformée par sa rotation a permis de déterminer qu’au
centre se trouve un noyau rocheux d’environ 10 000 kilomètres de rayon.
Après le noyau
apparaît une couche d’hydrogène liquide de 40 000 kilomètres d’épaisseur qui a
la particularité d’être métallique. Sous l’effet d’une pression énorme – plus
de 3 millions de fois la pression atmosphérique terrestre – les électrons ne
sont plus liés aux noyaux et peuvent se déplacer librement. Ils peuvent ainsi
transporter la chaleur et l’électricité et engendrer un champ magnétique. En un
mot, l’hydrogène liquide s’y comporte comme un métal.
Au-dessus, se
trouve une autre couche de 20 000 kilomètres d’épaisseur composée d’hydrogène
moléculaire liquide qui n’est plus métallique.
Enfin, vers la
surface, on trouve une très mince couche d’hydrogène moléculaire gazeux épaisse
d’environ 1000 kilomètres.
Structures
visibles
Les structures
visibles à la surface de Jupiter, en particulier la tache rouge, appartiennent
toutes aux 100 premiers kilomètres de la couche gazeuse. Les observations
des sondes ont amené les planétologues à proposer une structure à trois couches
pour ces 100 kilomètres.
En plongeant vers
l’intérieur, on rencontre d’abord des nuages de cristaux d’ammoniac (NH3), puis
des nuages de sulfure acide d’ammonium (NH4SH) et enfin des nuages de glace
d’eau (H2O). Cette structure en couches est à l’origine de l’aspect coloré de
la planète car chacune des couches possède une couleur bien particulière, dans
l’ordre, le rouge, le blanc et le brun.
Une mosaïque
d’images en fausses couleurs de quelques taches blanches ovales sur Jupiter,
prises par la sonde Galileo en 1997. Crédit : NASA/JPL
La couleur d’une
région de Jupiter dépend de l’altitude des nuages à son sommet, c’est à dire de
la pression qui y règne.
Les grandes
bandes parallèles à l’équateur doivent leur forme à la grande vitesse de
rotation de Jupiter. Elles sont alternativement composées de gaz chaud
remontant de l’intérieur, laissant voir les nuages blancs de la couche moyenne,
et de gaz plus froid plongeant vers l’intérieur, révélant ainsi les nuages
bruns plus profonds.
A cette structure
en bande se superposent les taches ovales de différentes couleurs qui sont en
fait des sortes d’ouragans. Leur couleur dépend également de la profondeur des
nuages visibles. Ainsi la tache rouge est une formation qui met en jeu les
nuages les plus élevés et apparaît donc rouge.
Énergie interne
En étudiant le
rayonnement provenant de Jupiter, les planétologues se sont rendu compte d’un
phénomène curieux : la planète émet 1,5 fois plus d’énergie qu’elle n’en
reçoit. Cette propriété explique pourquoi la température augmente lorsque l’on
pénètre dans l’atmosphère et est responsable de la répartition des couches
nuageuses.
Le phénomène
s’explique probablement par le fait que Jupiter est toujours encore en train de
libérer l’énergie accumulée lors de sa formation.
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