Jupiter

Planète géante... et étoile ratée ?

La planète Jupiter
Diamètre équatorial : 142 984 km
Masse : 1,898 8 × 1027 kg (317,833 × Terre)
Densité moyenne : 1,33 × eau
Vitesse de libération à l'équateur : 59,6 km·s−1
Température : 163 K (−110 °C), pour les couches externes
Inclinaison de l'équateur sur le plan orbital : 3,12°
Période de rotation sidérale : 9,841 heures à l'équateur
Période de révolution sidérale : 4 332,59 jours
Période de révolution synodique : 398,88 jours
Excentricité de l'orbite : 0,048 2
½ grand-axe de l'orbite : 5,203 3 UA
Inclinaison sur l'écliptique : 1,308°
Vitesse moyenne sur orbite : 13,06 km·s−1
Albédo : 0,52
Nombre de satellites : 66 + anneaux

Cette énorme « boule d'hydrogène et d'hélium » constitue le spectacle privilégié d'un bon nombre d'astronomes amateurs. Une simple paire de jumelles permet d'apercevoir ses quatre plus gros satellites : Io, Europe, Ganymède et Callisto, petits points alignés comme à la parade sur son plan équatorial. Il faut un petit télescope pour observer deux bandes nuageuses plus sombres situées de part et d'autre de la zone équatoriale.
Si 99,8 % de la masse du Système solaire se trouve concentrée dans le Soleil, Jupiter rassemble 70 % de la masse restante, soit deux fois et demi celle de toutes les autres planètes réunies ! Son volume pourrait contenir 1 320 fois notre Terre, mais avec une masse seulement 318 fois supérieure, sa densité est relativement faible : 1,31.
À l'instar des autres objets planétaires, Jupiter ne réfléchit pas seulement la lumière solaire, il émet deux fois plus d'énergie qu'il n'en reçoit du Soleil. Cette énergie, émise sous forme de rayonnement infrarouge, provient de la contraction de la planète sous l'effet de sa propre gravitation. Souvent considéré comme une « étoile ratée », bien qu'il lui faudrait 75 fois sa masse actuelle pour amorcer une fusion thermonucléaire, l'analyse spectrale des couches supérieures de son atmosphère démontre qu'elle est composée à 78 % d'hydrogène et 20 % d'hélium, les 2 % restant se partageant entre le méthane, l'ammoniaque et diverses traces d'autres molécules.

Une gueule d'atmosphère ?

La plus grosse planète du Système solaire est aussi celle qui tourne le plus rapidement sur elle-même : un peu moins de dix heures au niveau de l'équateur.
Définissant la classe des planètes joviennes, elle ne possède aucune surface bien définie. Il n'y a pas de distinction entre l'atmosphère et le corps de la planète, même si la présence d'un noyau de roche et de métal est soupçonnée en son centre. Selon la théorie actuelle de la formation du Système solaire, un noyau de ce type est nécessaire à la formation de la planète. Ne représentant qu'un pour cent de la masse totale de la planète, il équivaudrait cependant à trois fois la masse de notre planète Terre.
La rotation interne a pu être estimée à partir du champ magnétique induit, elle diffère peu de la rotation équatoriale des couches supérieures. Ce champ magnétique est très puissant : 17 000 fois plus intense que celui de la Terre !
La composante la plus spectaculaire de l'atmosphère jovienne reste sans conteste la « Grande Tache rouge ». Découverte par Robert Hooke (1635 - 1703) en 1664, il s'agit d'un gigantesque anticyclone tourbillonnant en environ six jours et grand comme deux fois la Terre. Il s'agit bien d'une zone de haute pression, à l'inverse des ouragans sur Terre qui sont des zones de basse pression. D'autres figures analogues, mais de plus petites dimensions, se retrouvent dans l'atmosphère de Jupiter. Il en existe une autre semblable dans celle de Neptune.
Trois siècles et demi après sa découverte, cette structure est encore bien présente et l'origine de son activité n'est toujours pas comprise.

La Grande tache rouge
La Grande Tache rouge

Les satellites galiléens

Jupiter est entouré d'une multitude de satellites possédant des orbites inclinées et très irrégulières. La grande majorité étant certainement des astéroïdes capturés dont la plus grande dimension n'excède guère quelques kilomètres. Cependant, quatre d'entre-eux ressortent du lot : les satellites galiléens. Ils sont ainsi nommés en hommage à leur découvreur, GaliléeGalileo Galilei
En janvier 1610, il découvre les quatre gros satellites de Jupiter et les phases de Vénus. Ces observations confortent son idée de la rotation de la Terre sur son axe et de sa révolution autour du Soleil. Cette conception lui vaut une condamnation à résidence par le Saint-Office…
Glossaire
(1564 - 1642), qui les observa pour la première fois en 1610. Orbitant sur le plan équatorial de leur planète sur des orbites quasi circulaires, ils portent également des noms liés à la mythologie gréco-latine : Io, Europe, Ganymède et Callisto.
Ces noms ont été proposés par Simon Mayr (Simon Marius, 1573 - 1624), dans un ouvrage édité en 1614, et se sont imposés à l'usage. Io, Europe et Callisto furent aimées de Zeus (Zeus étant l'équivalent grec de Jupiter), Ganymède, considéré comme le plus beau des mortels, fut enlevé par Zeus pour l'emmener sur l'Olympe.
Chacun d'entre-eux présente un monde bien à part…

Io

Premier satellite galiléen par ordre de distance à Jupiter, Io s'est stabilisé par effet de marée en rotation synchrone (comme la Lune pour la Terre), il lui présente toujours un même hémisphère. Approché par les sondes Voyager et Galileo, Io a montré un panorama très inattendu : un « aspect pizza » parsemé d'une centaine de volcans, dont une dizaine encore actifs.
Les deux images ci-dessous ont été prises par la sonde Galileo, respectivement en avril et septembre 1997. Sur la seconde, les traces d'une éruption sont visibles sous la forme d'une zone circulaire sombre au nord-est du volcan Pele (la formation en anneau rouge).
Io étant d'une taille similaire à celle de notre Lune, la température interne nécesssaire à une telle activité volcanique ne peut provenir de sa formation initiale. Cette énergie est entretenue par l'effet de marée provoqué par la proximité de Jupiter et des trois autres satellites galiléens.
La distance Io-Jupiter est à peu près équivalente à celle qui sépare la Lune de la Terre. Jupiter étant 318 fois plus massive que notre planète, les effets de marée sur Io ont une amplitude pouvant atteindre plusieurs kilomètres ! De plus, l'interaction avec les autres satellites galiléens tend à déplacer Io latéralement à Jupiter — sa position oscille par rapport à sa planète — ce mouvement apportant des frictions internes produisant suffisamment de chaleur pour entretenir une activité volcanique importante.

Volcan sur Io
Éruption récente sur le satellite Io

Europe

Sur Europe point de volcans, et pour cause : c'est un corps de glace !
Le plus petit des satellites galiléens est d'une apparence très lisse, sa plus grande élévation ne dépasse pas le kilomètre. Le sol est seulement strié de fissures pouvant atteindre 1 000 km de longueur sur 10 à 80 km de largeur et ne montre que très peu de cratères d'impacts.
La densité moyenne d'Europe tend à prouver que ce satellite — d'une composition analogue à celle de notre Lune — serait recouvert d'une couche de glace de 100 km d'épaisseur flottant sur une zone mélangeant eau liquide, glace et roche autour d'un noyau métallique. Comme pour Io, ce sont les forces de marée qui assurent la persistence d'un océan liquide interne et son activité géologique. Ce satellite possède également une atmosphère d'oxygène très ténue qui provient de la désintégration de molécules d'eau, les atomes d'hydrogène « plus légers » étant rapidement dispersés.

Ganymède

Ganymède est le plus gros satellite du Système solaire, son diamètre est même supérieur à celui de la planète Mercure. Sa physionomie est un mélange de la surface lisse et gelée d'Europe et de celles criblées de cratères d'impact de la Lune ou Mercure.
La croûte de glace est plus épaisse et plus rigide que sur Europe. Le refroidissement graduel de Ganymède entraîne un accroissement de son volume — la glace prend un volume plus important que l'eau à l'état liquide — formant ainsi des zones de plissements et de failles.
Ganymède est le plus petit corps céleste à possèder un champ magnétique, ce qui renforce l'hypothèse d'un océan interne d'eau salée.

Le satellite Ganymède
La face hybride de Ganymède

Callisto

Callisto présente des similitudes d'aspect avec Ganymède. Légèrement plus petit et moins dense que ce dernier, sa composition interne est identique, englobée sous une croûte de glace encore plus épaisse que celles rencontrées sur Europe et Ganymède.
Il est à noter que la densité des satellites galiléens diminue graduellement en s'éloignant de Jupiter, à l'inverse la proportion des glaces augmente.
L'effet de marée se faisant de moins en moins ressentir, les satellites les plus éloignés ont une surface moins « active ». Celle de Callisto nous offre un panorama plus proche de celui de la Lune ou de Mercure, en version « glacée ». Sa principale caractéristique reste le bassin d'impact Valhalla, de 3 000 km de diamètre, datant probablement de la formation de sa croûte de glace.

Les satellites galiléens
nom distance révolution sidérale inclinaison diamètre excentricité densité
Io 421 800 km 1,769 j 0,036° 3 643 km 0,000 3,55
Europe 671 100 km 3,551 j 0,467° 3 122 km 0,000 3,04
Ganymede 1 070 400 km 7,154 j 0,172° 5 262 km 0,001 1,93
Callisto 1 882 700 km 16,689 j 0,307° 4 821 km 0,007 1,79
  • la distance est le ½ grand axe de l'orbite ;
  • la densité est comparée à celle de la Terre (Terre = 1).

Crédits photographiques : NASA