JUPITER

Au-delà de Mars, on rencontre des planètes géantes, Jupiter, Saturne et Uranus, dont l'aspect général est très différent des planètes qu'on a vues jusque-là. En effet, il ne s'agit plus de globes solides entourés par une atmosphère plus ou moins ténue. Ces planètes sont constituées d'une épaisse couche d'atmosphère, de l'hydrogène essentiellement, dans laquelle on trouve, successivement, des nuages composés de cristaux d'ammoniac et de méthane, puis des nuages composés de cristaux de glace et de gouttelettes d'eau qui flottent au-dessus d'un océan d'hydrogène moléculaire liquide. Enfin, profondément enfoui sous cet océan, se trouve le corps solide de la planète dont le cœur est de l'hydrogène sous une forme très comprimée qui lui confère les propriétés d'un métal.

L'énorme masse de Jupiter (300 fois la masse de la Terre et 1/1 000e de la masse du Soleil) et la grande quantité d'hydrogène qu'elle renferme ont fait dire d'elle qu'il s'agissait d'une étoile ratée. Il s'en faut tout de même de beaucoup, et il aurait fallu qu'elle soit une centaine de fois plus massive pour que des réactions thermonucléaires puissent se produire en son sein et qu'elle devienne une étoile.

Bien qu'elle soit très grosse (11 fois le diamètre de la Terre qu'elle pourrait donc contenir plus de 1000 fois), Jupiter est assez éloignée du Soleil et, de ce fait, pas aussi brillante qu'on pourrait le croire à priori. Elle brille d'un éclat blanc supérieur à l'éclat de l'étoile Sirius, mais reste toujours moins brillante que Vénus. Son mouvement apparent dans le ciel est relativement lent du fait de son éloignement (elle fait un tour autour du Soleil  en 11 ans et 11 mois). On notera aussi que, comme ce mouvement est essentiellement dû au mouvement de la Terre  autour du Soleil , Jupiter paraît osciller au cours de l'année autour d'une position générale qui glisse lentement d'ouest en est. Ce mouvement apparent a une périodicité de 399 jours, c'est dire, par exemple, que si Jupiter est bien observable en soirée à une époque donnée, il en sera de même 1 an et 1 mois plus tard. Elle se sera, entre-temps, déplacée d'environ 30° vers l'est par rapport au ciel étoilé, glissant ainsi d'une constellation à l'autre.

Pour toutes les planètes qui tournent autour du Soleil au-delà de l'orbite terrestre, il n'y a pas de phénomènes de phases aussi marqués qu'on a pu le voir pour Vénus. Toutefois, suivant la configuration de ces planètes par rapport à la Terre et au Soleil, il se peut que le disque n'apparaisse pas entièrement éclairé, mais c'est toujours plus de 94 % du disque de Jupiter qui reste visible, de sorte que ce phénomène reste mineur. Pour Mars, qui est beaucoup plus proche de nous, cette fraction peut toutefois tomber à 78 %. Jupiter tourne en moins de 10 h sur elle-même, ce qui amène les nuages dans son atmosphère à se répartir en bandes parallèles à l'équateur. Dans l'hémisphère Sud de Jupiter se trouve une énorme formation nuageuse de forme elliptique et de couleur rouge, baptisée la tache rouge de Jupiter; son petit coté est plus grand que le diamètre de la Terre.

Les sondes Voyager ont transmis des images exceptionnelles de ces nuages et de cette tache rouge. Elle apparaît comme une formation météorologique, une sorte de cyclone, qui subsiste depuis des dizaines d'années dans l'atmosphère de Jupiter.

On en observe d'autres plus petites et de couleur blanche ou rouge qui apparaissent et disparaissent en l'espace de quelques semaines ou quelques mois, ce qui reste vraisemblable en regard des formations météorologiques sur la Terre (les dépressions ou les anticyclones peuvent persister quelques semaines), mais la tache rouge pose un véritable problème avec son record de longévité. Les couleurs de ces nuages et de ces taches sont probablement dues à des constituants mineurs de l'atmosphère, par exemple des polymères organiques qui se seraient formés à la suite de réactions chimiques impliquant l'ammoniac et le méthane que l'on sait abondants dans les nuages de la planète.

Les satellites de Jupiter :

Pendant longtemps, on n'a connu que quatre satellites, baptisés galiléens car Galilée les avaient découverts avec sa lunette en 1610. On connaît maintenant seize satellites et les sondes Voyager ont permis de les voir de près. Aucun détail de leur surface n'était connu jusque-là car même avec les plus gros télescopes on ne peut rien en voir depuis la Terre. lo est ainsi apparu comme une boule orange recouverte de plaques colorées, blanches, jaunes et noires (cette coloration est due à des composés du soufre, corps jaune à l'état pur), mais, surtout, c'est la première fois qu'on a observé des volcans en activité en dehors de la Terre.

Quant aux autres satellites galiléens, Europe, Ganymède et Callisto, ils sont un peu plus éloignés de Jupiter et, de ce fait, ne sont pas soumis aux effets de marée qui existent entre Jupiter et lo, et conduisent à son activité volcanique intense. Ce sont, au contraire, des sortes de gigantesques boules de billard glacées parcourues de failles et de cratères blanchâtres dont la couleur est due à la glace vive mise à nu par les collisions avec des petits corps célestes.

Les autres satellites de Jupiter sont essentiellement des astéroïdes, petits corps irréguliers criblés de cratères.

Enfin, on notera la découverte par les sondes Voyager d'un système d'anneaux autour de Jupiter, beaucoup plus ténu et nettement moins spectaculaire que celui de Saturne.


Jupiter, comme d’ailleurs les autres planètes géantes du système solaire, est un objet profondément différent des planètes telluriques : Mercure, Vénus, La Terre et Mars sont caractérisés par une surface solide de quelques milliers de kilomètres de diamètre, qu’entoure une atmosphère peu épaisse, voire très ténue dans le cas de Mercure. Au contraire, Jupiter est une énorme boule de gaz, composée essentiellement, comme le Soleil et les autres étoiles, d’hydrogène et d’hélium. Les images fastueuses que nous observons au télescope ou qui ont été transmises par les sondes spatiales sont celles des couches extérieures des nuages. Ces nuages dissimulent la structure profonde de la planète, mais les techniques modernes de mesures des rayonnements électromagnétiques réfléchis ou émis par la planète, le repérage précis des trajectoires des sondes spatiales passant à sa proximité et l’application des lois de la physique permettent de se faire une idée étonnamment précise de l’intérieur de la planète.

Des océans sous Europe (satellite de Jupiter)

L’analyse du rayonnement planétaire dans l’ultraviolet, le visible, l’infrarouge et le domaine radioélectrique, tant à partir des observatoires terrestres qu’à l’aide des appareils embarqués à bord des sondes spatiales, a permis de déterminer la température et la composition chimique des couches extérieures de Jupiter sur une épaisseur d’environ 2 000 kilomètres, ce qui est évidemment minime comparé aux quelque 70 000 kilomètres du rayon de Jupiter. Que verrait donc un observateur descendant dans Jupiter, armé des moyens d’investigation nécessaires... et indestructible ?

Jupiter: La grosse tache jaune

Venant de l’espace interplanétaire et se dirigeant vers le centre de la planète, notre voyageur rencontre d’abord une haute atmosphère extrêmement ténue, constituée essentiellement d’hydrogène, et où la température est de l’ordre de 1 500 kelvins. Il aborde ensuite, à des niveaux où la pression est de l’ordre de 1 millionième de la pression de l’atmosphère terrestre au sol, une zone au-dessous de laquelle la turbulence est assez forte pour que les divers composants atmosphériques se mélangent à tout moment. La température à cet endroit n’est plus que d’environ 370 kelvins; elle continue à décroître à mesure que l’on descend. À partir de ce moment, l’atmosphère est composée d’environ 90 p. 100 d’hydrogène moléculaire (H2) et de près de 10 p. 100 d’hélium. S’y ajoutent une petite quantité de méthane (CH4) - de l’ordre de 0,1 p. 100 - et des quantités encore plus faibles d’acétylène (C2H2) et d’éthane (C2H6); ces deux derniers gaz sont produits dans la haute atmosphère par le rayonnement ultraviolet solaire, qui casse les molécules de méthane en morceaux qui se recombinent ultérieurement en molécules plus compliquées, les hydrocarbures. L’acétylène et l’éthane sont les seuls hydrocarbures qui ont été détectés de manière sûre, mais il est probable que d’autres existent en quantités très faibles. D’après des analyses des données des sondes, l’éthylène (C2H4), le benzène (C6H6) et le méthylacétylène (C3H4) seraient aussi présents.

Descendant encore, le voyageur détecte, à des niveaux où la pression est de l’ordre de quelques millièmes d’atmosphère, de l’ammoniac (NH3) en quantité infime mais néanmoins suffisante pour pouvoir être détectée à partir de satellites d’observation astronomique circumterrestres. Il commence aussi à découvrir une brume peu épaisse composée de petites particules de diamètre inférieur au micromètre et dont la nature est encore inconnue (il pourrait s’agir de petits cristaux d’ammoniac ou bien de particules d’hydrocarbures à l’état solide ou liquide). Arrivé à un niveau voisin d’un dixième d’atmosphère, le voyageur se trouve alors à des températures de l’ordre de 120 kelvins, dans une région appelée tropopause, à partir de laquelle la température va recommencer à croître continûment jusqu’au centre de la planète. À ce niveau, la quantité d’ammoniac croît extrêmement rapidement, jusqu’à atteindre quelques dix-millièmes vers 0,6 atmosphères. Apparaît également un gaz appelé phosphine (PH3) qui, bien qu’en quantité modeste (moins de 1 millionième), absorbe énormément le rayonnement infrarouge, comme d’ailleurs l’ammoniac. Vers 0,3-0,5 atmosphères de pression, le voyageur découvre une couche de nuages blancs comme les cirrus dans l’atmosphère terrestre, composés de cristaux d’ammoniac dont les dimensions pourraient atteindre 100 micromètres. Cette couche nuageuse est peu opaque dans le domaine visible, de sorte qu’elle n’empêche pas de voir à partir de la Terre les nuages colorés situés plus profondément, vraisemblablement vers 2 ou 3 atmosphères de pression. En revanche, les « cirrus » d’ammoniac absorbent fortement le rayonnement infrarouge, bloquant ainsi le rayonnement des couches plus chaudes situées à plus grande profondeur. La couche d’ammoniac n’est cependant pas homogène et, à divers endroits de Jupiter, notamment dans la zone équatoriale, elle est peu dense, ou inexistante, permettant ainsi au rayonnement infrarouge à 5 micromètres de nous parvenir. Les nuages colorés sont en revanche opaques à l’infrarouge comme au visible. Leur nature est encore inconnue : s’agit-il de sulfure d’acide (NH4SH), de composés phosphorés, voire de composés organiques complexes ? La réponse à cette question doit attendre l’analyse des résultats obtenus lors de la descente d’une sonde dans l’atmosphère de Jupiter (mission Galileo).

Tempête sur Jupiter

Vers 3 ou 4 atmosphères, le voyageur commence à détecter d’autres composants atmosphériques, comme la vapeur d’eau, le Germane (GeH4), l’oxyde de carbone (CO). D’autres composants mineurs, non encore détectés, sont sans doute présents en très petites quantités. À partir de 4 ou 5 atmosphères, vers 270 kelvins, les rayonnements visible ou infrarouge ne peuvent plus fournir d’information, mais le rayonnement radioélectrique émis par ces couches peut encore être détecté du sol à l’aide de grands radiotélescopes. Au-delà d’environ 40 atmosphères de pression, vers 320 kelvins, nous ne disposons plus d’information directe. On entre dans le domaine de la structure interne, qui fait l’objet de théories complexes dont il convient de dire quelques mots avant de pénétrer plus profondément dans le mystère jovien.

Trois sortes d’information fournissent des contraintes pour les théories sur la structure interne de Jupiter. Il s’agit en premier lieu des proportions respectives des deux constituants majeurs de Jupiter, l’hydrogène et l’hélium ; ces proportions ont été mesurées avec précision par les sondes Voyager dans l’atmosphère extérieure. En deuxième lieu, les mesures dans l’infrarouge ont montré que Jupiter émettait 1,7 fois plus d’énergie qu’il n’en recevait du Soleil ; en d’autres termes, il existe au centre de Jupiter une source d’énergie qui produit une quantité d’énergie de l’ordre de 70 p. 100 de celle que la planète reçoit du Soleil; la présence de cette source interne impose la valeur de la température centrale. Enfin, comme tout corps massif, la planète rayonne autour d’elle un champ gravitationnel ; ce champ n’est pas symétrique et ses variations perturbent les trajectoires des sondes spatiales; les écarts à la symétrie du champ gravitationnel ainsi déduits donnent des informations sur la répartition des masses à l’intérieur de la planète.

Revenons donc à notre voyageur imaginaire. S’enfonçant au-dessous des nuages visibles de Jupiter, il trouve sans doute des nuages plus complexes. Par ailleurs, la température croissant de plus en plus, il commence à trouver - toujours en très petite quantité par rapport à l’hydrogène et l’hélium, qui demeurent uniformément mélangés - divers composés qui deviennent volatils (composés du carbone, de l’azote, du silicium, du magnésium, du soufre, etc.). Par ailleurs, la pression devient de plus en plus forte, atteignant des valeurs situées bien au-delà de celles qui sont réalisables sur Terre en laboratoire. Néanmoins, les composants demeurent fluides et non solides à cause des températures relativement élevées. Vers 2 millions d’atmosphères et 10 000 kelvins, un changement radical apparaît cependant : l’hydrogène devient monoatomique et métallique, c’est-à-dire que sa densité et sa conductivité deviennent tout à coup beaucoup plus importantes. Par conséquent, la densité locale croît brutalement. On croit que, contrairement à ce qui se passe dans Saturne, l’hélium reste mélangé à l’hydrogène métallique par suite des hautes températures existant dans cette région de Jupiter. Pour les mêmes raisons, l’hydrogène métallique se trouve sous forme liquide et non solide.

Continuant sa descente, le voyageur atteint le niveau fantastique de 45 millions d’atmosphères et de 20 000 kelvins à une distance d’environ 57 000 kilomètres au-dessous des nuages visibles de Jupiter. On pense que c’est à cet endroit que devrait se situer la limite supérieure du noyau solide de la planète, constitué à l’origine par accrétion des grains et des poussières immergées dans la nébuleuse primitive. Ce noyau serait composé de silicates, de métaux et peut-être de glaces (d’eau, d’ammoniac, voire de méthane). Au moment de l’accrétion, ce noyau s’est considérablement échauffé. C’est le reliquat de cette chaleur primordiale qui serait à l’origine de la source d’énergie interne de Jupiter que l’on observe.

L’étude de la composition de Jupiter est importante à plus d’un titre. En effet, les molécules gazeuses des atmosphères planétaires tendent à s’en échapper par suite de leur agitation propre - le mouvement brownien -, et cela d’autant plus que la température atmosphérique est plus élevée; en revanche, l’attraction gravitationnelle de la planète tend à s’opposer à cette évasion. Dans le cas de Jupiter, la gravité est forte (environ trois fois celle de la Terre) et la température des couches externes est beaucoup plus faible que dans les planètes telluriques, de sorte que même les molécules les plus légères ne peuvent s’échapper de l’atmosphère. Il s’ensuit que la composition de l’atmosphère de Jupiter doit être encore maintenant la même qu’au moment de la formation de la planète, il y a 4,5 milliards d’années environ. En d’autres termes, on peut, en déterminant la composition actuelle de Jupiter, avoir accès à celle de la nébuleuse primitive dont est issu, pense-t-on, le système solaire tout entier. On peut connaître ainsi la composition du milieu interstellaire à cet endroit de notre Galaxie, et il y a 4,5 milliards d’années.

Parmi les éléments qui composent le milieu interstellaire, deux d’entre eux, mesurables dans Jupiter, présentent un intérêt particulier du point de vue de la cosmologie : il s’agit de l’hélium et du deutérium. En effet, la théorie du Big-Bang prédit que ces deux gaz ont été fabriqués pour l’essentiel durant les trois premières minutes de l’existence de notre Univers. Ultérieurement, de l’hélium est en outre produit à l’intérieur des étoiles au cours de leur évolution. Certaines de ces étoiles terminent cette évolution en explosant : ce sont les supernovae. Ce faisant, elles enrichissent le milieu interstellaire en matériaux qu’elles avaient fabriqués, et notamment en hélium. La proportion d’hélium dans le milieu interstellaire croît donc constamment avec le temps.

Io, satellite de Jupiter

La mesure de l’abondance de l’hélium dans Jupiter fournit donc une valeur supérieure de l’abondance de l’hélium primordial. Cette valeur supérieure, déterminée par la mission Voyager, est de l’ordre de 24 p. 100 en masse, ce qui est en bon accord avec les limites supérieures déduites de l’observation de très vieilles galaxies. Plus importante encore est la mesure du deutérium dans Jupiter. Cet élément, lui aussi formé essentiellement lors du Big-Bang, est détruit dans les étoiles. Les explosions de supernovae enrichissent donc le milieu interstellaire en tous les éléments, sauf en deutérium. Il s’ensuit que la proportion relative du deutérium - par exemple par rapport à l’hydrogène - décroît continuellement avec le temps. Or, pour le moment, le deutérium interstellaire ne peut être mesuré que dans notre Galaxie, c’est-à-dire qu’on ne peut avoir en fait accès qu’à la valeur de la quantité de deutérium à l’époque actuelle. La mesure dans Jupiter est donc très précieuse, puisqu’elle fournit un second point, situé il y a 4,5 milliards d’années, sur la courbe d’évolution et une valeur inférieure de l’abondance primordiale.

Les mesures d’abondance du deutérium obtenues par la mission Voyager semblent confirmer que le rapport deutérium/hydrogène a décru légèrement depuis la naissance du système solaire, conformément à l’allure du modèle d’évolution de l’abondance du deutérium en fonction du temps. En utilisant un tel modèle, on peut également remonter à l’abondance du deutérium tel qu’il fut produit lors du Big-Bang. Le modèle théorique de cette explosion primordiale nous permet alors de déduire la densité des protons et des neutrons (ce que l’on appelle les nucléons ou les baryons) de l’Univers. De cette valeur de la densité, les modèles cosmologiques tirent des conséquences fondamentales sur la structure de l’Univers, qui serait ouvert, c’est-à-dire qu’il poursuivrait à jamais son expansion. Ce résultat serait cependant remis en question si les expériences en cours dans les grands accélérateurs de particules permettaient de prouver - comme certaines expériences déjà réalisées le suggèrent - que la particule élémentaire appelée neutrino a une masse. Comme les neutrinos sont beaucoup plus abondants que les protons et les neutrons, la densité totale de l’Univers serait beaucoup plus grande. L’Univers pourrait être alors fermé, c’est-à-dire qu’après avoir poursuivi son expansion actuelle pendant encore un certain temps il se contracterait de nouveau, jusqu’à revenir à sa dimension initiale.

Deux scénarios de formation de Jupiter sont pour le moment envisagés. Dans le premier scénario, on suppose que, dans la région de Jupiter et des autres planètes géantes, des fragments assez importants (de l’ordre de plusieurs milliers de fois le rayon actuel de Jupiter) de la nébuleuse primitive se sont condensés et ont formé des protoplanètes gazeuses géantes.

Gros plan de Galileo sur la tache rouge de Jupiter

Ultérieurement, un noyau se serait formé à partir de grains de fer et de silicates se trouvant déjà dans la nébuleuse et tombant vers le centre de la protoplanète. Dans ce scénario, la composition atmosphérique des planètes géantes devrait être similaire à celle du Soleil, si l’on admet que la nébuleuse primitive avait la même composition en son centre et à sa périphérie. En particulier, le carbone, l’azote et l’oxygène - qui sont les composants les plus abondants dans l’Univers après l’hydrogène et l’hélium - devraient être dans les mêmes proportions par rapport à l’hydrogène dans l’atmosphère de Jupiter et dans le Soleil. Ce n’est pas ce qu’on observe ; le rapport carbone/hydrogène dans toutes les planètes géantes et, semble-t-il, le rapport azote/hydrogène dans Jupiter et Saturne sont plus élevés que dans le Soleil.

Un autre scénario considère que les planètes géantes se sont formées en deux temps. Dans une première phase, un noyau s’est formé par concentration de grains flottant dans la nébuleuse primitive. Ces grains étaient composés de fer et de silicates, mais aussi, à cause des basses températures existant dans la nébuleuse à sa périphérie, de glaces d’eau, d’ammoniac et de méthane. Le noyau crût jusqu’à atteindre une certaine masse critique, de l’ordre de dix fois la masse de la Terre. La chaleur dégagée durant ce processus pourrait avoir partiellement revaporisé les glaces. Lorsque le noyau atteignit la masse critique, il attira les matériaux environnants de la nébuleuse primitive constitués essentiellement d’hydrogène et d’hélium qui n’ont pu se condenser parce que cela exigerait des températures extrêmement basses. Ainsi se seraient constitué, dans cette deuxième phase, les atmosphères de Jupiter et des autres planètes géantes, dans lesquelles le carbone, l’azote et l’oxygène pourraient, à la suite de la revaporisation des glaces dans l’atmosphère, être enrichis par rapport au Soleil.

Les missions d’exploration approfondie des planètes géantes, en premier lieu la mission Galileo vers Jupiter, sont conçues pour expédier des sondes à l’intérieur de ces atmosphères. Descendant lentement suspendues à des parachutes, ces sondes devraient fournir des mesures très précises de la composition atmosphérique jusqu’à des pressions de 15 ou 20 atmosphères, permettant certainement de préciser considérablement le scénario exact de formation de ces planètes.

http://spt06.chez.tiscali.fr/home.htm


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07/01/2016.