Cinquième planète du système solaire, Jupiter a une composition proche de celle du Soleil, mais sa masse n´a pas été suffisante pour déclencher des réactions nucléaires et former une étoile. Son atmosphère d´hydrogène combiné à d´autres éléments peu abondants, donne des nuages de couleur vive agités d´ouragans violents provoqués par un dégagement de chaleur intense.
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.
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'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 % 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 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.
Les premières lunes de Jupiter furent découvertes en 1610, lorsque Galileo Galilei observa les lunes galiléennes (Io, Europe, Ganymède et Callisto),
les quatre grands satellites du système jovien. Il s'agissait de la
première observation de lunes autre que celle de la Terre. Il est
possible cependant qu'une observation antérieure ait été réalisée en 362
av. J.-C. par l'astronome chinois Gan De.
Au cours des quatre siècles suivants, avant l'ère
spatiale, huit autres satellites furent découverts : Amalthée (1892),
Himalia (1904), Élara (1905), Pasiphaé (1908), Sinopé (1914), Lysithéa
et Carmé (1938), et Ananké (1951). Pendant les années 1970, deux autres
satellites furent observés à partir de la Terre : Léda (1974) et
Thémisto (1975), qui fut ensuite perdu puis retrouvé en 2000.
Avant l'arrivée de sondes spatiales dans
l'environnement de Jupiter, 13 satellites étaient donc connus (14 en
comptant Thémisto). Les missions Voyager, qui survolèrent le système
jovien en 1979, permirent la découverte de trois nouvelles lunes : Métis et Thébé en mars 1979 sur des photographies de Voyager 1, Adrastée en juillet 1979 par Voyager 2.
Entre 1979 et 1999, aucun nouveau satellite de
Jupiter ne fut découvert. Le 6 octobre 1999, le programme Spacewatch
découvrit ce qui fut initialement considéré comme un nouvel astéroïde, 1999 UX18 mais qui fut rapidement identifié comme une nouvelle lune de Jupiter, Callirrhoé.
Un an plus tard, entre le 23 novembre et le 5
décembre 2000, l'équipe de Scott S. Sheppard et David C. Jewitt de
l'Université d'Hawaii débuta une campagne systématique de dépistage
des petites lunes irrégulières de Jupiter en utilisant deux des treize
télescopes situés au sommet de Mauna Kea à Hawaii : le Subaru (8,3 m de
diamètre) et le Canada-France-Hawaii (3,6 m).
47 satellites furent découverts entre 2000 et 2006, qui possèdent des orbites éloignées, excentriques,
inclinées et rétrogrades; ils font en moyenne 3 kilomètres de diamètre,
le plus grand atteignant à peine 9 km. On pense que ce sont tous des
corps astéroïdaux ou cométaires capturés, possiblement fragmentés en
plusieurs morceaux.
En 2006, on connaissait 63 lunes à Jupiter, le
record du système solaire. Il est possible que d'autres lunes plus
petites (moins d'un km de diamètre) restent à découvrir.
Clichés réalisés a Lyon entre 2015 et 2016 avec un Mak 180/2700 + APN et Cmos planètaire
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