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 intéressants 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.

Les missions vers Jupiter

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.
Pour la mission la plus récente, voir la mission Juno.

La structure interne de Jupiter

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.

Les structures visibles de Jupiter

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.
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.

Les 4 principaux satellites de Jupiter

Io

Le premier satellite galiléen en s’éloignant de Jupiter est Io, à une distance de 421 600 kilomètres de la planète et avec un diamètre de 3630 kilomètres. Io est le siège d’une forte activité volcanique qui produit une grande quantité de matériaux riches en souffre et donne au satellite son aspect jaune et rouge de pizza. L’activité volcanique est due à des forces de marée provoquées par l’interaction gravitationnelle combinée de Jupiter, Europe et Ganymède. Cette force déforme périodiquement l’intérieur du satellite, le soumet à des forces de friction qui l’échauffent, et la chaleur ainsi engendrée est évacuée vers l’extérieur par l’intermédiaire de volcans. La surface d’Io est ainsi constamment renouvelée lors d’éruptions volcaniques et les cratères d’impact sont très rares.

Europe

On rencontre ensuite Europe, à une distance de 670 900 kilomètres de Jupiter et avec un diamètre de 3138 kilomètres.
Europe présente une surface très lisse formée de glace d’eau sans relief notable mais recouverte d’une multitude de crevasses pouvant s’étendre sur des milliers de kilomètres.
Ces caractéristiques peuvent s’expliquer si, à une époque reculée, la surface a été fondue par des forces de marée avant de geler en laissant apparaître d’énormes fractures.
Il est d’ailleurs possible que les mêmes forces de marée créent encore suffisamment de chaleur pour permettre l’existence d’un océan liquide sous la croûte glacée, d’où la possibilité d’une forme de vie sous la surface.

Ganymède

Le troisième satellite galiléen est Ganymède, à une distance de 1,070 millions de kilomètres et avec un diamètre de 5268 kilomètres, ce qui en fait le plus grand satellite du système solaire.
Ganymède présente une surface bicolore. On trouve d’abords des zones sombres recouvertes de cratères et donc très anciennes, probablement les vestiges de la surface originelle.
A ces régions sombres s’ajoutent des zones claires avec peu de cratères mais recouvertes de nombreuses fissures parallèles. Ces zones claires sont probablement constituées de matériaux en provenance de l’intérieur du satellite qui se seraient répandus sur la surface sous l’effet d’une possible tectonique des plaques.

Callisto

A une distance de 1,883 millions de kilomètres de Jupiter, on rencontre finalement Callisto, avec un diamètre de 4806 kilomètres.
Contrairement aux autres satellites galiléens, la surface de Callisto est sombre, uniforme et complètement recouverte de cratères d’impact. Callisto, du fait de son éloignement de Jupiter, est soumis à des forces de marée plus faibles que les autres satellites galiléens et sa surface d’origine n’a donc pas été renouvelée par des processus internes.