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JUPITER

Jupiter, la plus grosse et la plus massive des planètes, constitue le centre d’un vaste système de satellites et d’anneaux étudié de près par plusieurs sondes spatiales: Pioneer-10 en décembre 1973, Pioneer-11 en décembre 1974, Voyager-1 en mars 1979, Voyager-2 en juillet 1979, Ulysses en février 1992, Galileo à partir de décembre 1995.

À la différence des planètes telluriques et à l’instar des trois autres planètes géantes, Jupiter ne possède pas de surface solide: il s’agit d’une boule de gaz – essentiellement de l’hydrogène et de l’hélium – qui entoure un noyau probablement composé de fer et de silicates, auxquels s’ajoutent probablement des «glaces d’eau», d’ammoniac et de méthane.

Jupiter possède un champ magnétique, une magnétosphère et une ionosphère, et est caractérisé par d’intenses émissions radioélectriques. Comme sur la Terre, les aurores polaires se développent dans les zones de latitudes élevées.

Le tableau 1 présente les caractéristiques physiques et orbitales des quatre planètes géantes, comparées à celles de la Terre.

1. Structure de la planète

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.

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?

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 atmosphère. 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 atmosphère 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).

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 immergés 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. 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. 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 constituées, 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.

2. Les nuages

Les formes et contours qui, dans le visible, se dessinent sur le disque de Jupiter correspondent à de forts contrastes de brillance; ceux-ci sont dus à la distribution particulière de couches de nuages plus ou moins opaques se formant à différentes altitudes.

L’extrême singularité du spectacle de Jupiter – et de celui de Saturne – réside avant tout dans une forte symétrie axiale: une dizaine de bandes brillantes et de bandes plus sombres alternent le long de lignes parallèles à l’équateur. Facilement discernable depuis les observatoires terrestres, cette répartition géographique, régulière, de contours traduit la permanence d’une dynamique atmosphérique conduisant à des vents zonaux alternativement d’est et d’ouest; elle a abouti à l’adoption d’une nomenclature qui établit une distinction entre deux types de bande: les bandes brillantes correspondent à ce qu’il est convenu d’appeler des zones et les bandes sombres à des ceintures .

L’autre particularité du spectacle que procure l’observation dans le visible du disque de Jupiter est la très grande variété des couleurs. Les renseignements obtenus sur la composition chimique de l’atmosphère et sur sa structure – cela a été souligné précédemment – ne permettent d’envisager l’existence que d’un petit nombre de substances susceptibles de constituer la masse des aérosols des nuages de Jupiter. Parmi ces substances, les meilleurs candidats sont des particules solides, des cristaux d’ammoniac et de sulfure acide d’ammonium. Ces substances sont incolores et leur présence ne peut rendre compte que des bandes parallèles blanches et d’autres contrastes tels que les panaches blancs observés au-dessus des régions équatoriales. Ce sont par conséquent des constituants mineurs qui doivent être à l’origine de la coloration des nuages, vraisemblablement à la faveur de changements locaux de l’équilibre chimique. L’identification de ces constituants chromogènes n’est pas aisée, compte tenu justement de la variété des couleurs. Outre la couleur blanche, on observe grosso modo quatre teintes: rouge, roux, marron et gris-bleu. Par ailleurs, l’analyse des images infrarouges a révélé que chaque couleur doit plus ou moins intervenir à un niveau d’altitude donné. Par exemple, les taches de couleur bleue sont associées aux régions pour lesquelles l’émission infrarouge est la plus forte, ce qui montre que, pour ces régions, les couches atmosphériques les plus chaudes, donc les plus profondes, émettent sans que des nuages en altitude viennent atténuer le rayonnement infrarouge. Si l’on arrive à apercevoir dans le visible ces taches bleues caractéristiques des nuages en profondeur, c’est parce qu’il existe des «fenêtres» dans la couverture que constituent les nuages supérieurs. La couleur de ces derniers varie avec l’altitude: ils sont d’abord marron, puis d’un jaune tirant sur le roux, puis nettement blancs à haute altitude. C’est en raison de la variabilité géographique de l’opacité des couches supérieures qu’il est possible, en observant dans le visible, d’apercevoir localement des zones plus ou moins importantes des nuages sous-jacents.

Les spéculations concernant la nature des constituants chromogènes ne manquent pas; on peut penser qu’à l’origine des colorations marron et jaunes il y a différentes formes polymérisées du soufre. La présence du soufre élémentaire Sⁿ parmi les constituants gazeux de la basse atmosphère est très vraisemblable; en se condensant, ce constituant peut se transformer en un grand nombre de formes allotropiques qui sont autant d’agents colorants potentiels. Le soufre élémentaire se créerait à la suite d’une photodissociation de l’hydrogène sulfuré (H²S) sous l’action du rayonnement solaire ultraviolet et jusqu’à des altitudes relativement faibles. Bien qu’il n’ait pas été formellement identifié, l’hydrogène sulfuré est, avec l’ammoniac et l’eau, un constituant qui intervient dans tous les modèles de l’atmosphère inférieure de Jupiter.

La couleur de la Grande Tache rouge est une énigme car, compte tenu du niveau de l’atmosphère où elle est située, elle doit être associée aux nuages blancs. Ceux-ci ressemblent aux cirrus terrestres; constitués de cristaux d’ammoniac formés à 150 kelvins, ils sont d’une pureté qui témoigne de l’absence d’agents colorants. Or la Tache rouge est indiscutablement, d’après les mesures infrarouges, un phénomène de l’atmosphère supérieure très froide, au-dessus même des nuages blancs.

Il est en tout cas clair que l’association couleur-stratification a un fondement physique et que l’analyse de la morphologie des nuages, selon leur couleur, n’est pas arbitraire. C’est ainsi que l’on s’est attaché à classer les marques visibles en différents groupes. Un premier groupe concerne les nuages bleus, un deuxième les taches rouges, un troisième les nuages bruns ou noirs de forme allongée et un quatrième les marques de couleur gris-bleu. Alors que la structure en bandes parallèles et la Grande Tache rouge sont nettement discernables depuis les observatoires terrestres, ce sont les images transmises en 1974 et en 1975 par les sondes Pioneer-10 et Pioneer-11, respectivement, qui ont réellement révélé les autres marques caractéristiques des nuages joviens. Par la suite, les sondes Voyager ont fourni des informations encore plus précises. La séparation entre zones claires et ceintures sombres est apparue beaucoup moins tranchée qu’on ne l’avait imaginé. En ce qui concerne par exemple les nuages blancs, l’impression qui prévaut est plutôt que la planète est entièrement recouverte d’un «manteau» supérieur de cirrus plus ou moins uniforme. Quant aux panaches blancs, ils auraient pour origine des mouvements atmosphériques verticaux transportant un gaz saturé en vapeur d’ammoniac vers les altitudes élevées, où se produirait la condensation en cristaux blancs caractéristiques. La forme étirée des panaches doit être alors la conséquence de la présence de vents horizontaux en altitude. Quant à l’autre catégorie de nuages blancs, des ovales de grande dimension, tels que ceux qui dans l’hémisphère Sud accompagnent la Grande Tache rouge, il ne fait pas de doute qu’ils ont comme leur compagnon les caractéristiques des formations orageuses de type anticyclone. La Grande Tache rouge, qui appartient au deuxième groupe de nuages, est en effet généralement interprétée comme la conséquence d’un phénomène météorologique de l’atmosphère supérieure. Elle s’inscrit distinctement à l’intérieur de la zone tropicale de l’hémisphère Sud. De forme ovale, sa largeur n’a guère changé depuis l’époque de sa découverte, il y a trois siècles environ. En revanche, son étendue – de l’ordre de 20 000 kilomètres en longueur et de 12 000 kilomètres en largeur – et sa couleur subissent de faibles variations. C’est également à l’intérieur des zones brillantes que s’inscrivent d’autres taches de plus faibles dimensions et dont la couleur correspond aussi à un mélange de rouge et d’orange. Probablement dues au même phénomène cyclonique que la Grande Tache rouge, elles n’ont pas son caractère permanent. À titre d’exemple, on a identifié, dans la zone tropicale de l’hémisphère Nord, une sorte de réplique à la Grande Tache rouge. Après que Pioneer-10 l’eut photographiée en 1973, on avait estimé que sa soudaine apparition avait dû se produire dix-huit mois auparavant; un an après, lorsque Pioneer-11 scruta la même région, elle avait disparu. Dans l’autre hémisphère, dans la zone tropicale sud, où se trouve immergée la Grande Tache rouge, on avait identifié, depuis 1919, une longue tache foncée extrêmement variable; appelée grande perturbation australe , elle n’a pas été observée depuis 1939.

L’observation des ovales bruns, qui sont classés dans le troisième groupe, a également une longue histoire. De caractère semi-permanent, une grande tache brune allongée sur près de 10 000 kilomètres a été souvent localisée entre la ceinture équatoriale nord et la zone tropicale nord. Les caméras des sondes Voyager l’ont photographiée à quatre mois d’intervalle, ainsi d’ailleurs que d’autres ovales bruns situés toujours dans la même région, proche de la ceinture équatoriale nord. L’observation permet de confirmer que ces formes ovales sont discernables parce qu’il existe des fenêtres dans la couche nuageuse intermédiaire colorée tirant vers le roux, cette dernière se situant elle-même sous les nuages blancs. Il est cependant curieux de constater que les fenêtres pratiquées à l’intérieur de la couverture de nuages roux correspondent toujours – plusieurs décennies d’observation l’ont montré – à la latitude 13⁰ nord; on ne les observe jamais dans les régions équatoriales. Et là encore se pose la question de l’agent colorant des ovales bruns que l’on entr’aperçoit à la faveur des fenêtres et des trous, d’autant qu’il est prouvé que des taches de couleur brune ne sont jamais observées dans les régions équatoriales.

De couleur beaucoup moins nettement définie, le quatrième groupe de nuages est sans conteste la manifestation de phénomènes se produisant très profondément dans l’atmosphère jovienne. Certains ont même avancé l’idée que les taches gris-bleu observées seraient dues uniquement à la diffusion Rayleigh des gaz de l’atmosphère très denses. Elles traduiraient donc le fait qu’il existe par endroits des régions où l’atmosphère serait dépourvue de nuages, même à des altitudes très faibles.

3. Dynamique de l’atmosphère

Les formations nuageuses les plus marquées dans l’atmosphère jovienne ont été utilisées comme traceurs de la circulation générale pour démontrer sa très forte symétrie axiale. De même, on a pu suivre le mouvement récurrent, avec une période de 6 à 10 jours, des petites taches qui apparaissent dans l’environnement de la Grande Tache rouge. Cela démontre la permanence de vents soufflant toujours dans le sens opposé à celui des aiguilles d’une montre, autour de la Tache rouge. Bien que ne montrant que de manière approximative le mouvement réel des masses d’air, cette méthode s’est révélée suffisante pour établir les grands traits de la circulation générale et des mouvements de l’atmosphère.

À la différence de l’atmosphère de la Terre, où l’on observe seulement deux courants généraux – le courant-jet des latitudes moyennes, soufflant vers l’est, et un courant général faible d’est en ouest pour les latitudes proches de l’équateur –, l’atmosphère de Jupiter est parcourue par plusieurs courants-jets. La vitesse qui leur est attribuée est une vitesse relative par rapport au mouvement de rotation de la planète, dont la période est déterminée par les mesures de son champ magnétique (9 h 55 min). L’étroite corrélation entre, d’une part, des vents soufflant en direction de l’est succédant aux vents vers l’ouest, d’autre part, l’alternance des zones et des ceintures est bien démontrée. Mais c’est principalement la permanence temporelle de la structure méridionale des vents qui est le fait surprenant. Une relative stabilité a été mise en évidence à l’aide de 80 années d’observation; les vitesses atteignent 130 mètres par seconde au sud de la zone équatoriale.

Afin d’être en accord avec l’observation, les modèles de la circulation atmosphérique de Jupiter doivent aboutir à l’alternance des vents d’est et d’ouest et démontrer la permanence du phénomène; ils doivent de plus tenir compte de deux particularités de l’atmosphère jovienne, si on la compare par exemple avec l’atmosphère de la Terre. En premier lieu, l’atmosphère de Jupiter reçoit un flux de chaleur dont près de la moitié provient de l’intérieur de la planète; l’existence d’une source interne d’énergie thermique a été démontrée par les mesures radiométriques dans l’infrarouge. En second lieu, la température de l’atmosphère supérieure change très peu entre les régions équatoriales et les régions polaires; la différence atteint au maximum 3 degrés.

Sans chercher à être exhaustif, on peut néanmoins énoncer les principes sur lesquels sont fondés au moins deux types de modèles de circulation générale. Le premier est dû en particulier à Gareth P. Williams, de l’université de Princeton; ses études s’inscrivent dans la recherche d’une uniformisation des paramètres qui régissent la circulation des atmosphères des planètes principales; malgré les particularités mentionnées plus haut, Williams prend comme type de modèle unifié son modèle à trois dimensions élaboré pour l’atmosphère de la Terre. Il est évident que, s’agissant de Jupiter, le paramètre prépondérant est la vitesse de rotation de la planète, ce qui peut expliquer l’extrême stabilité des traits généraux de la circulation. Dans l’atmosphère de la Terre, les ondes baroclines, qui prennent naissance aux latitudes moyennes à cause des forts gradients thermiques existant entre l’équateur et les pôles, ont un effet destructeur sur une circulation cellulaire de type Hadley. Dans l’atmosphère de Jupiter, la vitesse de rotation très élevée de la planète a pour conséquence d’amortir complètement ces effets des ondes baroclines. Les résultats de la simulation informatique appliquée à Jupiter conduisent effectivement à un profil alterné des vents d’est et d’ouest.

Une des critiques qui peuvent être faites au modèle de Williams est qu’il admet que l’atmosphère située au-dessous des couches supérieures qui absorbent la lumière solaire a des effets négligeables sur la circulation générale. La grande profondeur de l’intérieur fluide d’une planète comme Jupiter est un paramètre qui a incité d’autres météorologistes à suggérer un type de modèle entièrement différent. De leur modèle, énoncé par Friedrich H. Busse de l’université de Californie à Los Angeles, il ressort que les zones et les ceintures seraient la manifestation en surface d’un faisceau de cellules de convection prenant leurs racines très profondément dans l’atmosphère. Plusieurs considérations théoriques et expérimentales ont montré que la convection à l’intérieur d’une sphère en rotation se répartit en colonnes plus ou moins longues, emboîtées les unes dans les autres, avec leur axe parallèle à l’axe de rotation. Les deux extrémités d’une même colonne émergent à la surface visible en des zones de latitude opposée, du côté de chaque hémisphère. Pour que ce mécanisme puisse s’appliquer à Jupiter, il faut supposer que les couches fluides à l’intérieur de la planète soient soumises à un gradient de température adiabatique. On manque de résultats expérimentaux concernant la physique des couches situées sous le sommet des nuages et en particulier sur la vitesse des vents. Le modèle présente néanmoins l’avantage d’expliquer la permanence des courants-jets. Une durée de vie du phénomène de l’ordre de 80 années impose un fort déséquilibre entre, d’une part, une masse fluide très importante impliquée dans le mouvement des jets, d’autre part, une beaucoup plus faible masse impliquée dans les ovales, panaches et tourbillons qui sont les autres caractéristiques de la dynamique de l’atmosphère jovienne. De la sorte, l’effet des tourbillons et autres instabilités baroclines confinés au niveau de pression 5 bars n’ont qu’une influence négligeable sur les mouvements organisés liés aux courants-jets, s’étendant jusqu’aux pressions de 1 000 bars.

Quel que soit le modèle adopté, celui-ci doit également permettre de comprendre la nature et la dynamique des phénomènes qui sont à l’origine non seulement de la Grande Tache rouge, mais aussi des autres ovales de longue durée de vie. Par exemple, les trois ovales blancs qui bordent la Tache rouge sont apparus en 1938. Ils sont, eux aussi, inscrits à l’intérieur d’une circulation atmosphérique qui s’effectue dans le sens opposé à celui des aiguilles d’une montre, ce qui indique qu’ils sont, comme la Grande Tache rouge, des centres de haute pression. De couleur blanche, les ovales doivent être constitués de nuages de cristaux d’ammoniac, et cela montre que leur altitude est élevée. En fait, ils se forment à un niveau qui les place juste au-dessous de la Grande Tache rouge, qui est la formation la plus élevée au-dessus de la couche supérieure moyenne des nuages. Si l’on considère maintenant la structure horizontale des marques, on observe que la Grande Tache rouge se déplace très lentement, à quelques mètres par seconde vers l’ouest, alors qu’elle se trouve dans un environnement où la circulation zonale se maintient à la vitesse de 100 mètres par seconde. La dérive des ovales blancs est plus grande mais leur déplacement reste nettement moins rapide que les vents zonaux. En outre, chaque ovale est animé d’un mouvement de rotation propre; la matière constituant la Tache rouge prise dans le cisaillement des vents d’est et d’ouest effectue par exemple une rotation avec une période de 6 jours.

Là encore, les modèles ne sont pas toujours satisfaisants quand il faut faire la théorie à la fois de la naissance et de la permanence de ces courants tourbillonnaires. Considérés comme des formations météorologiques, ils ont bien les propriétés d’un système cyclonique; vu le sens de leur rotation, la Tache rouge et les ovales blancs de l’hémisphère Sud sont des formations anticycloniques. Injectée dans le modèle de circulation générale de Williams, cette hypothèse, qui consiste à voir une perturbation locale à l’origine de la Tache rouge, permet de retracer en gros les propriétés du phénomène: rotation anticyclonique, sillage stable et vorticité associée. Néanmoins, cela suppose la présence d’une couche intermédiaire «matérialisant» l’interface couches de nuages-gaz très denses. Une singularité «topographique» directement en dessous de la région où se produit le phénomène expliquerait alors la permanence de la Tache rouge; mais comment envisager l’anomalie de la structure interne ainsi suggérée par la théorie?

Une autre hypothèse a été établie à partir de la position très particulière qu’occupe la Tache rouge entre les deux courants de sens contraires qui la bordent. La permanence de sa forme et la morphologie de son interaction avec la circulation atmosphérique sont des caractéristiques que l’on retrouve parmi les propriétés de propagation d’un type d’ondes particulières, les solitons . Les spécialistes en mécanique des fluides ont ainsi baptisé ces ondes de translation qui présentent un seul bord, sans crêtes ni vagues, et qui se déplacent sans se déformer. Elles peuvent naître de perturbations initiales arbitraires et sont susceptibles d’interaction mutuelle sans changement de leur structure. L’analogie est assez extraordinaire quand on fait l’hypothèse que la Tache rouge est un soliton entretenu par les cisaillements horizontaux observés dans la circulation atmosphérique de la zone tropicale sud. Néanmoins, cela ne permet pas d’expliquer comment sont nés les tourbillons.

4. La magnétosphère et les émissions radioélectriques

C’est en 1955, quand les radiotélescopes permirent de découvrir que Jupiter était une source extrêmement puissante d’ondes radio, qu’on eut pour la première fois la preuve qu’une planète autre que la Terre possédait un champ magnétique. Les caractéristiques de ce champ, et celles de la magnétosphère qui en est une conséquence, sont aujourd’hui assez bien connues grâce, d’une part, aux observations radioastronomiques menées depuis la Terre, d’autre part, aux mesures effectuées dans l’environnement de la planète géante par les sondes Pioneer, Voyager et Ulysses ^{[cf. MAGNÉTOSPHÈRES]}.

Le champ magnétique de Jupiter est en première approximation celui d’un dipôle dont l’axe est incliné de 11 degrés sur l’axe de rotation, et légèrement excentré (il passe à 0,1 rayon jovien du centre de la planète). Il en résulte que l’intensité du champ magnétique à la surface est loin d’être uniforme et, en particulier, n’est pas la même dans l’hémisphère Nord et dans l’hémisphère Sud, et que l’équateur magnétique ne coïncide pas avec le plan équatorial de Jupiter. Le moment de ce dipôle est cent cinquante fois plus intense que celui du dipôle terrestre; le rayon de Jupiter étant douze fois supérieur au rayon de la Terre, l’intensité moyenne du champ dans les régions équatoriales proches de la planète est de l’ordre de 4 . 10^-4 tesla, nettement supérieure donc au champ qui règne à la surface de notre planète.

Bien que les champs magnétiques terrestre et jovien soient tous deux des champs dipolaires, la magnétosphère de Jupiter est assez différente de celle de la Terre. Tout d’abord, le champ magnétique de Jupiter est beaucoup plus intense que celui de la Terre; par ailleurs, la densité – donc la pression – du vent solaire est environ vingt-cinq fois plus faible au niveau de l’orbite de Jupiter qu’au niveau de l’orbite de la Terre. Il en résulte que la magnétosphère jovienne est environ cent fois plus étendue que la magnétosphère terrestre: si sa surface était lumineuse, elle serait vue de la Terre comme un astre de dimension supérieure à la Lune ou au Soleil et présentant une queue beaucoup plus longue que celle des plus belles comètes. Les limites de cette magnétosphère varient considérablement avec les fluctuations de pression du vent solaire, tandis que l’extension de la queue n’est pas connue: certaines observations indiquent qu’elle s’étendrait au moins jusqu’à l’orbite de Saturne, ce qui lui donnerait une longueur de plus de 600 millions de kilomètres.

La magnétosphère de Jupiter diffère aussi beaucoup de celle de la Terre dans sa partie interne. La planète géante tournant sur elle-même deux fois et demie plus vite que notre planète et son rayon étant douze fois plus grand, les particules de la magnétosphère interne subissent une force centrifuge très importante. Si elles sont électriquement chargées, elles seront conduites, d’une part, à suivre les lignes de force du champ magnétique, d’autre part, à s’éloigner de la planète sous l’effet de cette force centrifuge; elles auront donc tendance à se concentrer au voisinage du plan équatorial magnétique, où elles formeront un grand disque de plasma parcouru par des courants électriques intenses qui eux-mêmes réagiront sur le champ magnétique. Ce disque de courant, qui est pratiquement inexistant dans le cas de la Terre, n’est pas parfaitement plat. Près de la planète, là où les forces magnétiques dominent les forces centrifuges, il est situé dans le plan de l’équateur magnétique. En revanche, au-delà de cinq ou six rayons joviens, les forces centrifuges deviennent prédominantes et le disque s’infléchit pour devenir parallèle au plan équatorial jovien.

Une autre différence très importante entre la magnétosphère jovienne et la magnétosphère terrestre est la présence d’une source de particules chargées dans la partie interne de la première. Alors que la magnétosphère terrestre est peuplée essentiellement de particules d’origine solaire, ou de particules accélérées sous l’effet de l’activité solaire, Jupiter possède avec Io et son tore de plasma une source très importante d’ions et d’électrons. Io est le premier satellite connu sur lequel on a observé une activité éruptive. Les fontaines éruptives éjectent dans l’atmosphère de Io une grande quantité de gaz et de poussières (en particulier des composés soufrés) qui sont ionisés par le rayonnement ultraviolet du Soleil, puis se répartissent en un énorme tore de plasma entourant tout Jupiter au niveau de l’orbite de Io. Des systèmes complexes de courants électriques existent certainement entre le tore de Io et l’ionosphère de Jupiter, qui font de la magnétosphère jovienne un immense accélérateur de particules. Ces particules – électrons et ions – de grande énergie sont observées partout à l’intérieur de la magnétosphère, et même souvent à l’extérieur: on s’est aperçu que Jupiter est une des principales sources de rayons cosmiques de moyenne énergie observés dans le milieu interplanétaire jusqu’au voisinage de la Terre.

Jupiter est connu pour être un émetteur radio très puissant dans plusieurs domaines de longueur d’onde. Les sources de ces émissions se trouvent toutes dans la magnétosphère interne, et leur étude fournit des informations précieuses sur la dynamique des électrons énergétiques dans ces régions.

Dans les domaines millimétrique et centimétrique, c’est le rayonnement thermique de la couche nuageuse qui domine. L’émission décimétrique a été attribuée, peu après sa découverte en 1955, à l’émission synchrotron d’électrons – dits relativistes – de très grande énergie piégés dans le champ magnétique de Jupiter près de la planète, comme le sont les particules des zones de Van Allen autour de la Terre. Cette hypothèse fut confirmée quand on obtint des «images» radio à très haute résolution. Une autre émission, sur ondes décamétriques et hectométriques, présente son maximum dans le domaine décamétrique. Elle a été très étudiée à partir de la Terre et par les sondes Voyager. Il s’agit d’une émission très irrégulière, constituée de sursauts de durées très variées – de quelques millisecondes à plusieurs minutes –, se manifestant sous forme d’orages durant quelques heures. L’apparition de ces orages dépend à la fois de la rotation de Jupiter et de la position de Io sur son orbite. Aucune émission n’a jamais été observée à des fréquences supérieures à 40 mégahertz; en revanche, le spectre s’étend très loin vers les basses fréquences, dans le domaine des ondes kilométriques. L’émission décamétrique est due à des jets d’électrons qui se déplacent le long des lignes de force du champ magnétique jovien et excitent en chaque point une émission à la fréquence gyromagnétique. Le processus par lequel les électrons rayonnent n’est pas encore bien compris mais il est certainement très efficace puisque Jupiter est, à ces longueurs d’onde, une source beaucoup plus intense que le Soleil. Enfin, deux autres types d’émission ont été découverts par les sondes Voyager dans le domaine kilométrique. L’un proviendrait d’une source située dans les régions de hautes latitudes près de la planète, l’autre de la face extérieure du tore de plasma de Io.

L’étude des différentes émissions radio a permis de déterminer la structure du champ magnétique de Jupiter; elle a été également utilisée pour préciser la période de rotation de la planète sur elle-même. En effet, l’observation du mouvement des détails visibles à la surface de Jupiter ne donne que la période de rotation des nuages, période qui varie avec la latitude. En revanche, la période de variation des émissions radio décimétriques et décamétriques correspond à celle du champ magnétique. Cette période, égale à 9 heures 55 minutes 23,70 secondes, correspond à la véritable période de rotation de la planète, celle de son intérieur, où prend naissance le champ magnétique.

5. Les anneaux

Les anneaux de Jupiter ont été découverts le 4 mars 1979 par les caméras de la sonde Voyager-1; la densité de ces anneaux paraît environ un milliard de fois plus faible que celle des anneaux de Saturne, ce qui explique que, situés très près du disque brillant de la planète, ils n’aient jamais été observés auparavant depuis la Terre: leur détection est aussi difficile que le repérage à grande distance d’une faible bougie située à côté d’un puissant phare marin. Si l’on effectue des observations dans l’infrarouge à une longueur d’onde de 2,2 micromètres (le méthane, abondant dans l’atmosphère de Jupiter, est alors quasi opaque), le rapport luminosité des anneaux sur luminosité de la planète est fortement augmenté et les anneaux peuvent être détectés depuis la Terre, ce qui a été accompli cinq jours après leur découverte par Voyager-1. Cette découverte a permis d’expliquer pourquoi, lors de son survol de Jupiter cinq ans auparavant, Pioneer-11 avait observé à certaines distances de la planète des variations brusques dans le nombre de particules chargées en orbite autour de Jupiter; certains scientifiques avaient alors émis l’hypothèse que Jupiter possédait des satellites non encore découverts ou des anneaux aux endroits où le nombre de particules de haute énergie décroissait; cinq ans plus tard, cette hypothèse était vérifiée!

La découverte des anneaux de Jupiter, survenant deux ans après celle des anneaux d’Uranus, montrait que l’existence d’anneaux autour des planètes géantes était naturelle. Comme ceux de Saturne et d’Uranus, les anneaux de Jupiter possèdent des bords nets et des satellites proches; cependant, ils sont beaucoup plus ténus et bien différents. Pour l’instant, on ne connaît évidemment ni la taille ni la nature des particules de cet anneau : situées à l’intérieur de la magnétosphère de Jupiter, elles sont probablement chargées. On peut distinguer quatre composantes: un anneau brillant d’environ 6 000 kilomètres de largeur est prolongé vers l’extérieur par un bord très brillant d’environ 800 kilomètres de largeur. Vers l’intérieur, du matériau plus dispersé s’étend jusqu’au sommet des nuages de Jupiter; un halo très ténu enveloppe le tout.

6. Les satellites

Jupiter possède seize satellites, que l’on peut regrouper en trois catégories (tabl. 2):

– quatre petits satellites (diamètres ou dimensions voisins de 50 km) sont situés sur des orbites circulaires équatoriales très proches de la planète (demi-grands axes compris entre 1,79 et 3,11 rayons joviens);

– quatre «gros» satellites (diamètres voisins de 4 000 km), appelés satellites galiléens, gravitent également sur des orbites circulaires et équatoriales; de Jupiter vers l’extérieur, ce sont Io, Europe, Ganymède et Callisto ; les trois premiers ont des périodes de révolution résonantes (la période sidérale de Ganymède est double de celle d’Europe et quadruple de celle de Io); les demi-grands axes des orbites sont compris entre 5,90 et 26,33 rayons joviens;

– huit petits satellites externes (diamètres voisins de 20 km) possèdent des orbites fortement excentriques (excentricités comprises entre 0,15 et 0,4), directes ou rétrogrades, inclinées par rapport au plan équatorial de la planète (inclinaisons comprises entre 25⁰ et 165⁰), et situées très loin de Jupiter (demi-grands axes compris entre 155 et 332 rayons joviens).

Tous ces satellites ont une période de révolution synchronisée avec leur période de rotation; ils présentent donc toujours la même face vers Jupiter.

Les missions Voyager ont permis de survoler un petit satellite interne (Amalthée) et les quatre satellites galiléens. Les autres satellites ne sont connus que par des observations lointaines, depuis la Terre ou les sondes Voyager.

Les petits satellites

Le tableau 2 présente quelques caractéristiques des petits satellites.

Les petits satellites internes sont de forme non sphérique et de couleur rouge. Parmi ces quatre satellites, un seul est connu avec une certaine précision: il s’agit d’Amalthée, dont la résolution des images acquises par les sondes Voyager est voisine de 8 kilomètres. Ce corps irrégulier présente une surface très cratérisée. La couleur comme le spectre d’émission d’Amalthée (et des autres petits satellites internes) sont très différents de ceux des satellites externes et des astéroïdes. On pense que cette couleur et ces spectres seraient dus à la contamination de leur surface par les poussières et les gaz volcaniques issus de Io.

Des huit satellites extérieurs, on ne connaît que les paramètres orbitaux, les diamètres approximatifs et les «couleurs» superficielles. Ils ont des diamètres voisins de 20 kilomètres et ils sont très sombres (albédos de 0,05); leurs spectres de réflexion sont semblables à ceux des astéroïdes. Ces propriétés spectrales et leurs caractéristiques orbitales indiquent que ce sont vraisemblablement des astéroïdes capturés.

Les satellites galiléens

Ces satellites (dont le tableau 3 présente les principales caractéristiques physiques) ont des tailles comparables à celles de la Lune et de Mercure. Pour le géologue, ce sont des «planètes» à part entière, qui circulent sur des orbites équatoriales et circulaires, de périodes commensurables pour les trois premières: la période sidérale de Io est de 1,77 jour, celle d’Europe de 1,77 憐 2 jours, celle de Ganymède de 1,77 憐 4 jours. Ces satellites ne sont vus que comme des taches lumineuses dans les meilleurs télescopes. Ils constituaient un des objectifs majeurs des missions Voyager et sont l’un des buts principaux de la mission Galileo. Les trajectoires des deux sondes Voyager étaient programmées pour que chacun des quatre satellites soit survolé «de près»; la résolution maximale des images fut excellente: 4 kilomètres pour Europe, 2 pour Callisto et 1 pour Ganymède et Io (tabl. 3). Aucun de ces satellites ne possède d’atmosphère dense; les températures de surface sont voisines de 漣 150 ⁰C.

Structures internes et compositions

On ne possède aucune donnée directe sur la structure interne ou sur la composition de ces quatre satellites, mais trois sources d’informations différentes nous apportent des renseignements sur la composition chimique globale:

– les températures d’accrétion de ces corps peuvent être déduites des modèles de formation du système solaire;

– la composition chimique de surface est connue grâce aux études de couleur, d’albédo et de spectre de réflexion effectuées depuis la Terre;

– la densité globale est connue avec précision grâce à l’étude des trajectoires des sondes Voyager.

Dans cette région du système solaire, les modèles de formation des planètes et des satellites indiquent que les poussières qui sont à l’origine des corps importants étaient principalement constituées de silicates, de glace d’eau et d’une très faible fraction de glaces d’autres corps volatils (ammoniac NH³, méthane CH⁴, etc.).

L’observation des couleurs de surface, des albédos et des spectres indique que:

– la surface de Callisto est constituée de 30 p. 100 de silicates et de 70 p. 100 de glace d’eau;

– celle de Ganymède est constituée de 10 p. 100 de silicates et de 90 p. 100 de glace d’eau;

– celle d’Europe est constituée de glace d’eau presque pure;

– celle de Io est dominée par des composés soufrés.

Ces satellites ont des densités différentes: 1,83 pour Callisto, 1,93 pour Ganymède, 3,04 pour Europe, 3,55 pour Io, alors que la densité moyenne des silicates des météorites est de 3,2.

De toutes ces données, on peut conclure que Callisto et Ganymède sont constitués d’un mélange de glace d’eau et de silicates en proportions voisines, qu’Europe est constituée en majorité de silicates, recouverts d’une mince couche de glace, et que Io est quasi entièrement composée de silicates, d’une faible quantité de composés soufrés et, éventuellement, d’une petite quantité de fer.

La connaissance de la structure interne de ces quatre satellites est exclusivement déduite de modèles, aucune étude géophysique n’ayant pu être effectuée. Io serait (presque?) entièrement constituée de silicates et serait donc chimiquement homogène (avec éventuellement un tout petit noyau ferreux). Europe serait constituée d’un noyau silicaté de 1 500 kilomètres de rayon environ, recouvert d’une croûte de glace (un «océan» gelé) d’environ 70 kilomètres d’épaisseur. Les structures de Callisto et de Ganymède sont beaucoup plus incertaines et peuvent être comprises entre deux types extrêmes:

– les satellites sont différenciés, et glace et silicates sont séparés; on aurait alors un noyau silicaté (rayon de 1 100 km pour Callisto, de 1 800 km pour Ganymède), recouvert d’une croûte de glace (épaisseur de 1 300 km pour Callisto, de 800 km pour Ganymède);

– les satellites ne sont pas différenciés, et glace et silicates sont restés intimement mélangés; ces deux satellites sont alors chimiquement homogènes.

Les premiers modèles élaborés au moment des missions Voyager faisaient état de corps complètement différenciés. Les déterminations récentes (en laboratoire) de paramètres physiques des glaces indiqueraient plutôt des corps très peu différenciés: l’essentiel du volume des satellites serait constitué d’un mélange de glace et de silicates, avec au centre un tout petit noyau rocheux et une mince croûte de glace impure en surface. Il est impossible de trancher formellement entre tous ces modèles tant qu’on ne connaîtra pas avec précision le moment d’inertie de ces satellites, ou tant que l’on n’aura pas mené d’études sismologiques.

Géologie de Callisto

La surface de Callisto est l’une des plus «monotones» du système solaire. Elle est relativement sombre et complètement saturée de cratères d’impact. La morphologie des cratères de Callisto est «classique» pour un satellite de glace: cratères en forme de bol pour les plus petits, cratères à fond plat et piton (ou puits) central pour les plus grands. Ces cratères ont une morphologie très amortie et un diamètre maximal de 100 kilomètres, ce qui indique une importante relaxation visqueuse du relief. Les cratères de plus grande taille qui ont dû exister dans les premiers temps de l’histoire de Callisto ont disparu, ce qui attesterait que la surface de Callisto a été dans un état de trop faible viscosité pour conserver les cratères précoces de grande taille qui ont été formés il y a plus de 4,1 milliards d’années.

En plus des cratères «normaux», Callisto montre huit structures à anneaux multiples, dont la plus importante, Valhalla, a un diamètre de 600 kilomètres. Valhalla est, en fait, constitué d’une zone centrale claire de glace presque pure, entourée d’une trentaine de fossés ou d’escarpements concentriques. Ces structures sont maintenant interprétées comme le résultat d’impacts géants «tardifs» (vers 3,8 milliards d’années), qui ont complètement perforé la lithosphère. La zone claire centrale résulterait d’un «magmatisme» d’eau (la fusion de la glace étant une conséquence de l’impact), et les structures concentriques externes de mouvement asthénosphériques venus combler la cavité provoquée par l’impact.

À part ces structures vraisemblablement dues à des impacts géants, Callisto ne présente pas d’autres manifestations d’activité géologique, à l’exception d’une «grille» très peu perceptible, due au ralentissement de la vitesse de rotation du satellite sur lui-même lors de la synchronisation entre rotation et révolution.

Géologie de Ganymède

La géologie de Ganymède est l’une des plus complexes et énigmatiques du système solaire. Ganymède possède deux types de terrains fondamentaux: des terrains sombres, riches en cratères, c’est-à-dire antérieurs à la fin du bombardement de queue d’accrétion, et des terrains clairs, moins cratérisés, c’est-à-dire postérieurs à la fin de ce bombardement. Les terrains sombres forment de vastes surfaces grossièrement polygonales, appelées regio , séparées les unes des autres par les terrains clairs, souvent en forme de bandes appelées sulcus .

La morphologie des terrains sombres ressemble à celle de Callisto, avec de nombreux cratères possédant les mêmes caractéristiques, en particulier l’absence de cratère de diamètre très important. Certains de ces cratères, appelés «palimpsestes», ont une morphologie complètement relaxée et n’apparaissent que comme des taches claires circulaires. Tout cela témoigne, comme sur Callisto, d’une surface primitive ayant eu une très faible viscosité. D’après le nombre de cratères, l’âge de ces surfaces est estimé à 4 milliards d’années.

Les plus importants des polygones de terrains sombres sont découpés par des structures allongées et parallèles, en forme de fossés, et limitées par des failles normales. Ces structures, appelées furrows par les chercheurs américains, sont interprétées comme des structures extensives. Aucune structure compressive n’a pu être découverte. L’origine de ces furrows est loin d’être comprise. Les premières interprétations les comparaient aux structures entourant Valhalla sur Callisto. Il s’agirait donc des «restes» de structures périphériques concentriques à des impacts géants dont les centres auraient disparu. Des difficultés géométriques certaines ont conduit à une seconde famille d’interprétations, qui fait appel à une extension généralisée de Ganymède. Une faible différenciation de Ganymède aurait entraîné la formation d’un petit noyau, des changements de phase dans les glaces profondes et une très faible augmentation du rayon (inférieure à 0,5 p. 100). Les furrows seraient l’expression superficielle de cette extension. Ils auraient réutilisé une grille de fracturation datant de la synchronisation entre rotation et révolution. Mais ni la seconde ni, a fortiori, la première famille d’hypothèses n’expliquent complètement la morphologie et la géométrie des furrows.

Les terrains clairs , souvent en forme de bande, sont constitués de glace presque pure et recouvrent les terrains sombres. Ils sont âgés de 3,5 milliards d’années environ. En général, ces terrains clairs ne sont pas lisses, mais au contraire constitués de la juxtaposition de sillons (les grooves ) séparés par des crêtes. Chaque sillon a environ 10 kilomètres de largeur, 400 mètres de profondeur et peut être long de plusieurs centaines de kilomètres. Toutes les configurations de sillon existent: parallèles, flexueuses, entrecroisées... Les limites entre sillons semblent être des failles d’extension. Le matériel clair est vraisemblablement d’origine «magmatique»: la chaleur dégagée par la radioactivité naturelle aurait produit une fusion partielle de la profondeur glacée de Ganymède, ce qui aurait créé de la «lave» (eau légèrement ammoniaquée), qui se serait épanchée en surface en recouvrant les terrains sombres. L’origine de la morphologie, aussi bien à petite échelle (des bandes souvent parallèles semblant découper les polygones de terrains sombres) qu’à grande échelle (sillons et crêtes parallèles ou flexueuses), est pour l’instant incomprise. Tout ce que l’on peut dire, c’est qu’on retrouve des morphologies (apparemment?) identiques sur Encelade (un satellite de Saturne) et Miranda (un satellite d’Uranus), ce qui montre que la formation de grooves n’est pas un phénomène exceptionnel sur les satellites de glace.

Géologie d’Europe

Europe est un corps particulièrement brillant et lisse. Cette surface lisse et claire est constituée de glace presque pure, parcourue d’un réseau de lignes sombres, en général relativement rectilignes, parfois courbes. Ces lignes sombres ont une dizaine de kilomètres de largeur et peuvent atteindre 3 000 kilomètres de longueur. Il n’existe presque pas de trace d’impact à la surface d’Europe, ce qui indique que la surface est jeune. Le problème posé par cette surface est double: quelle est l’origine de sa jeunesse et quelle est l’origine du réseau de lignes sombres? Pour expliquer la jeunesse de la surface, on a proposé des apports d’eau provenant de la base de la mince croûte de glace, cette base de la croûte étant partiellement fondue par la chaleur dégagée par le noyau silicaté (du fait de la radioactivité naturelle et, éventuellement, de l’effet des marées). Les fluides ainsi formés remonteraient en surface par les lignes sombres, qui auraient alors la signification de fractures. Arrivée à la surface, cette eau la recouvrirait, d’où la couleur et l’aspect très lisse de cette dernière. L’origine de la géométrie si particulière des fractures n’est pas complètement élucidée, bien qu’il soit probable que les marées jouent un rôle important.

Géologie de Io

Io est le plus actif des corps solides du système solaire. La surface de ce satellite est entièrement constituée de terrains volcaniques très jeunes (moins de 10 millions d’années). La sonde Voyager-1 a photographié dix fontaines éruptives. Ces éruptions sont colossales: environ 10 000 tonnes de matériaux sont émis par seconde et par volcan, et forment des panaches s’élevant jusqu’à 200 kilomètres d’altitude. Les produits émis retombent et recouvrent la surface de Io d’un dépôt de 10 mètres d’épaisseur environ par million d’années. Les mesures infrarouges de la surface ont permis de détecter des zones «chaudes», d’une température voisine de 20 ⁰C, alors que la température extérieure est de 漣 150 ⁰C. Outre les éruptions, l’activité volcanique se traduit par d’innombrables et spectaculaires édifices: cratères, caldéras, coulées, fissures... L’ensemble des coulées recouvre aussi progressivement la surface d’un dépôt de 100 mètres d’épaisseur environ par million d’années.

La composition chimique des laves et des projections n’est pas connue avec certitude. Ce qui est certain, c’est que ces produits sont extrêmement riches en soufre sous forme de vapeur et en dioxyde de soufre S². Les zones chaudes correspondent à des points d’émission de vapeurs ou à la surface à peine refroidie de lacs de soufre fondu. Mais on ne possède aucune donnée permettant de savoir si la majorité des produits émis est constituée de composés soufrés purs ou de produits silicatés riches en soufre.

Cette émission de gaz volcaniques produit une atmosphère très ténue autour de Io; la pression atmosphérique est de l’ordre de 10^-3 hectopascal à l’équateur. Une partie de cette atmosphère s’échappe de Io et forme un tore de composés soufrés ionisés entourant Jupiter au niveau de l’orbite de Io.

L’origine de l’énergie qui engendre un tel volcanisme doit être recherchée dans les phénomènes de marées. Comme tous les satellites, Io dirige toujours la même face vers Jupiter, et le bourrelet des marées est fixe par rapport à Io. Mais les périodes orbitales de Io, d’Europe et de Ganymède sont commensurables: quand Io accomplit quatre révolutions autour de Jupiter, Europe en fait deux et Ganymède une. Les forces attractives d’Europe et de Ganymède s’ajoutent donc régulièrement, orbite après orbite, et finissent par «forcer» Io à osciller de part et d’autre de sa trajectoire théoriquement circulaire et à accélérer ou à ralentir périodiquement. Ces mouvements forcés de Io entraînent une variation d’amplitude du bourrelet des marées, ainsi qu’un mouvement relatif entre Io et le bourrelet. Ces mouvements de bourrelet sont source de frictions internes et dégagent donc de la chaleur. Les calculs théoriques effectués quelques jours avant le survol de Io par la sonde Voyager-1 indiquaient que ce dégagement de chaleur d’origine «astronomique» était cent fois supérieur au dégagement dû à la radioactivité naturelle. C’est cette énergie qui maintient probablement tout l’intérieur de Io à l’état liquide, qui fond la base de la croûte et qui est responsable du volcanisme dont les dépôts reconstituent la croûte par le haut.

dieu romain, assimilé au Zeus grec, maître du panthéon. Fils de Saturne et de Rhéa, époux de sa soeur Junon, il est divinité du Ciel, de la Lumière du jour, de la Foudre et du Tonnerre.

la cinquième planète du système solaire, dont l'orbite est située entre celles de Mars et de Saturne. Jupiter est la plus grosse planète du système solaire (diamètre: 142 700 km, soit 11 fois celui de la Terre). Elle tourne autour d'elle-même en un peu moins de 10 heures et décrit son orbite en 11 ans et 315 jours. Elle est recouverte de nuages disposés en bandes sombres et en zones claires parallèles à l'équateur, avec une tache caractéristique rouge située dans la zone tempérée sud. Son atmosphère est composée d'hydrogène et d'hélium. Sa température est de -150 °C; elle serait de -175 °C si la planète n'était chauffée que par le Soleil: elle l'est également par sa propre contraction sous l'effet des forces de gravitation (Jupiter n'ayant pas encore atteint son diamètre final). Cette énergie interne serait à l'origine des fortes turbulences observées dans les bandes nuageuses. Jupiter est le siège d'un champ magnétique intense. La planète possède au moins 16 satellites; les plus gros sont Ganymède, Callisto, Europe et Io. En 1979, les sondes américaines Voyager 1 et 2 sont passées au voisinage de Jupiter, révélant la présence de fins anneaux de matière autour de la planète. Les satellites de Jupiter ont également fait l'objet de nombreuses découvertes (comme celle de volcans en activité sur Io). L'intense champ gravitationnel de la planète est utilisé pour fournir une forte impulsion (effet Jupiter) aux sondes spatiales qui s'en approchent suffisamment.