Jupiter et ses caracteristiques

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.

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