Jupiter

Une mosaïque d’images prises lors du survol de Jupiter par la sonde Cassini en 2000. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute
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.

Une mosaïque d’images en fausses couleurs de quelques taches blanches ovales sur Jupiter, prises par la sonde Galileo en 1997. Crédit : NASA/JPL

Une image en fausses couleurs de la grande tache rouge, prise dans l’infrarouge par la sonde Galileo en 1996. Crédit : NASA/JPL

L’énergie interne de Jupiter

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 encore en train de libérer l’énergie accumulée lors de sa formation.

Les satellites de Jupiter

Un montage des quatre satellites galiléens classés par ordre de taille : Ganymède, Callisto, Io and Europe. Crédit : NASA/JPL

Au moins 79 satellites sont en orbite autour de Jupiter. Les quatre principaux furent découverts par Galilée en 1610 : Io, Europe, Ganymède et Callisto, par ordre de distance croissante.

Les deux premiers sont grands comme la Lune, les deux autres comme Mercure. Les deux sondes Voyager en 1979 puis la sonde Galileo entre 1995 et 2003 nous ont envoyé des images saisissantes de ces satellites et ont révélé quatre mondes très différents.

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.

Le satellite Io, photographié en 1998 par la sonde Galileo à une distance de 294 000 kilomètres. Crédit : NASA/JPL

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.

Une éruption volcanique à la surface d’Io, observée en 2000 par la sonde Galileo. Crédit : NASA/JPL

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.

La surface de glace craquelée d’Europe. Les différences de couleurs sont dues à des dépôts de fines particules de glace. Cette image est une mosaïque d’observations de la sonde Galileo entre 1996 et 1997. Crédit : NASA/JPL

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.

Un cratère déformé par les forces tectoniques dans une région sombre de Ganymède, observé en 1997 par la sonde Galileo. Crédit : NASA/JPL

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.
Une région de Callisto où apparaissent, de façon imprévue, très peu de cratères de petite taille. Cette image a été prise par la sonde Galileo en 1996. Crédit : NASA/JPL

La mission Juno vers Jupiter

Le système solaire externe
La mission Juno vers Jupiter

Une image de la région tempérée « nord nord » de Jupiter prise par la sonde Juno en octobre 2018. La sonde se trouvait à environ 7000 kilomètres du sommet des nuages. On aperçoit en particulier un ovale blanc anticyclonique.  Crédit : NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Gerald Eichstädt/Seán Doran

La planète Jupiter a été étudiée par de nombreuses sondes. D’abord, dans les années 1970, lorsqu’elle fut survolée par les sondes Pioneer 10 et 11, puis Voyager 1 et 2. Ce fut ensuite le tour de la sonde Cassini qui orbita Jupiter et étudia la planète et ses satellites entre 1995 et 2003. D’autres sondes avec des destinations plus lointaines profitèrent également d’un passage rapproché de la géante pour l’observer : Ulysses en 1992, Cassini en 2000 et New Horizons en 2007. Mais nos connaissances sont en train de faire un nouveau bond en avant avec la mission Juno.

La sonde Juno

La sonde Juno a été lancée le 5 août 2011 par une fusée Atlas V depuis Cap Canaveral en Floride et est arrivée à Jupiter le 5 juillet 2016 après un voyage de cinq ans. La sonde a suivi une belle trajectoire qui l’a emmenée au-delà de l’orbite de Mars en 2012, l’a ramenée vers la Terre pour une manœuvre d’assistance gravitationnelle en octobre 2013, et l’a ensuite accélérée vers Jupiter pour de bon. Avec cette trajectoire complexe, la sonde aura parcouru au total 19 unités astronomiques, soit 19 fois la distance Terre-Soleil.

A son arrivée, Juno s’est positionnée sur une orbite polaire autour de la planète gazeuse, qui lui fait effectuer des révolutions d’une période de 53 jours. Une correction de trajectoire était initialement prévue pour obtenir une orbite plus courte et plus basse, mais fut annulée à la suite d’un incident technique, ce qui ne devrait pas affecter les résultats scientifiques à condition que la mission soit prolongée.

A la fin de sa période opérationnelle, prévue pour 2022, la sonde devrait plonger dans l’atmosphère de Jupiter pour y disparaître. Une telle conclusion est nécessaire pour éviter une possible contamination des satellites de la planète, en particulier Europe, l’un des rares environnements du système solaire où les conditions nécessaires à l’apparition de la vie pourraient être réunies.
La grande tache rouge de Jupiter observée par la sonde Juno le 10 juillet 2017. Crédit : NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Björn Jónsson

La mission scientifique de Juno

La mission de Juno est d’étudier l’origine et l’évolution de Jupiter, donc aussi de mieux comprendre la formation du système solaire puisque la planète, contrairement à la Terre, a conservé sa composition initiale.

L’orbite polaire de Juno lui permet de couvrir toute la surface de la planète et de fournir une carte complète de ses champs gravitationnel et magnétique. Au point le plus proche de Jupiter, elle survole les couches nuageuses externes à une distance d’à peine 5000 kilomètres.

La sonde étudie l’atmosphère de la planète, sa température, ses mouvements internes, sa composition, par exemple son contenu en eau et en ammoniac. Elle analyse aussi la structure interne de la planète grâce à l’analyse de son champ magnétique et de son champ gravitationnel et cherche en particulier à déterminer si la planète possède un noyau solide. Elle s’intéresse enfin à la structure de la magnétosphère jovienne et à sa manifestation la plus visible : les aurores polaires.

En prime, la mission inclut une caméra en lumière visible, baptisée JunoCam, qui permet tout simplement de prendre de belles images et dont les cibles sont principalement choisies par le grand public, une grande première.
Le pôle sud de Jupiter et ses cyclones observés par la sonde Juno d’une distance de 52.000 kilomètres (combinaison d’images prises lors de trois orbites différentes). Crédit : NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Betsy Asher Hall/Gervasio Robles

Sources: Jupiter, 
Les satellites de Jupiter
La mission Juno vers Jupiter