Planétologie/La planète Jupiter

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Jupiter est la planète la plus grosse et la plus lourde du système solaire. Sa masse énorme est égale à 2,5 fois la somme des masses de toutes les autres planètes et vaut 317,8 fois celle de la Terre ! Il faut dire que le volume de cette planète est assez impressionnant : 1 321,3 fois le volume terrestre. Par contre, sa densité est très faible : à peine 1,326. Seule l'observation et la forme de son orbite nous permettent d'obtenir des informations sur Jupiter ; on en connaît peu de choses.

L'intérieur de Jupiter[modifier | modifier le wikicode]

Jupiter - Coupe intérieure

La structure interne de Jupiter est mal connue, mais les scientifiques ont quelques suppositions à son sujet. On sait qu'il y a un noyau rocheux sphérique au centre de Jupiter, ce qui expliquerait sa densité supérieure à celle de son atmosphère. Les calculs de densité donnent une valeur proche de celle des roches telluriques pour le noyau, qui est donc supposé rocheux. Il aurait une taille similaire à celle de la Terre. Celui-ci est soumis à la pression de l'atmosphère située au-dessus, qui est particulièrement intense, proche de 3 000 Giga pascals. La compression du noyau rocheux entraîne une élévation de sa température, par un effet nommé mécanisme de Kelvin-Helmholtz. La température du cœur serait proche de 15 000 Kelvin. Il n'est pas impossible que ce noyau rocheux soit totalement solide, mais il se pourrait qu'il soit totalement fondu : soit la pression est suffisante pour garder le noyau solide, soit les températures au centre de Jupiter seraient trop élevées pour garder les roches à l'état solide.

Le noyau de roches fondues serait surmonté par une couche de "glaces", si tant est que ce terme puisse s'appliquer à des matériaux fondus. Ces glaces seraient composées essentiellement d'eau, avec de l'ammoniac et du méthane liquide. Cette couche de glaces aurait une épaisseur de 7000 kilomètres, similaire à l'épaisseur du noyau rocheux. Là encore, la forte pression entraîne une forte température, ce qui fait que ces glaces sont totalement fondues.

La couche de « glaces » est surmontée par des couches d'hydrogène liquide. L'hydrogène reste à l'état liquide à cause de la pression à l'intérieur de la planète. Suivant la profondeur, et donc la pression, cet hydrogène peut prendre diverses formes. L'hydrogène de surface est de l'hydrogène normal, tandis que la couche profonde serait une couche d'hydrogène à l'état métallique. L’hydrogène métallique est de l'hydrogène liquide qui s'ioniserait et conduirait le courant électrique. L'origine de la magnétosphère jovienne proviendrait justement de l'état conducteur de l'hydrogène métallique profond.

Ces deux couches d’hydrogène liquide sont surmontées par une atmosphère d'hydrogène gazeux. Chose assez spéciale, il n'y a pas de séparation précise entre atmosphère et couches d'hydrogènes. A la place, une portion de plus en plus grande d'hydrogène passe sous forme liquide quand on descend en profondeur. La limite est donc floue.

L'atmosphère de Jupiter[modifier | modifier le wikicode]

Great Red Spot From Voyager 1

L'atmosphère jovienne est assez mouvementée. Outre les vents horizontaux violents qui la parcourent, on y observe des cyclones de grande taille, des orages récurrents et d'autres perturbations atmosphériques de grande taille. Les nuages ont de grandes dimensions et surmontent des brumes assez opaques qui recouvrent la planète.

La composition chimique de Jupiter[modifier | modifier le wikicode]

L'atmosphère jovienne a une composition très similaire à celle de la nébuleuse primordiale : 93% d'hydrogène et le reste en hélium et éléments traces. Sa densité est donc similaire à celle de l'hydrogène dans les conditions joviennes.

Élément chimique Pourcentage de l'atmosphère en nombre de molécules
Dihydrogène (H2) ~86 %
Hélium (He) ~13 %
Méthane (CH4) 0,1 %
Vapeur d'eau (H2O) 0,1 %
Ammoniac (NH3) 0,02 %
Éthane (C2H6) 0,0002 %
Phosphine (PH3) 0,0001
Sulfure d'hydrogène (H2S) < 0,0001 %

La structure verticale de l'atmosphère jovienne[modifier | modifier le wikicode]

L’atmosphère aurait une structure verticale assez typique, avec une troposphère, une stratosphère et une thermosphère. Pour rappel, la troposphère est une couche où la température et la pression diminuent avec l'altitude. Dans la stratosphère, la température reste plus ou moins constante, avec parfois une légère augmentation avec l'altitude et/ou la pression. Enfin, les couches hautes voient leur température augmenter rapidement, chauffées par le rayonnement solaire, en même temps que leur densité diminue fortement.

Structure of Jovian atmosphere
Fonctionnement-radiometre-MWR-sonde-spatiale-Juno-fr

La troposphère a pour point commun avec l'atmosphère terrestre d'avoir des nuages assez nombreux. Selon l'altitude, les nuages auraient une composition chimique différente. Les couches les plus basses seraient composées d'eau sous forme de glace et de vapeur, comme les nuages terrestres nommés cirrus. A des altitudes supérieures, les nuages seraient essentiellement composés dérivés de l'ammoniac. Enfin, les nuages situés encore plus haut seraient composés en grosse majorité d'ammoniac et de composés dérivés plus rares. Ces suppositions proviennent de travaux de laboratoire, pas d'observations in situ.

Altitude Pression Couche troposphérique
10 bar Base de la troposphère
3,0 à 7,0 bar Nuages probables de glace d'eau
1,5 à 3,0 bar Nuages de sulfure d'ammonium
0,7 à 1,0 bar Nuages visibles de glace d'ammoniac
0 km 1 bar Altitude zéro conventionnelle de Jupiter
50 km 0,1 bar Altitude approximative de la tropopause

Il est aujourd’hui admis qu'il existe des mouvements convectifs à la surface de l'atmosphère, dans la troposphère.

Les bandes de nuages[modifier | modifier le wikicode]

Jupiter cloud bands

L'atmosphère jovienne, vue de face, est structurée en bandes parallèles perpendiculaires aux méridiens, des bandes sombres s'intercalant entre des bandes claires. Les bandes blanches sont appelées bandes dans la littérature, tandis que les bandes sombres sont appelées zones. Il y a en tout 15 bandes, qui sont relativement symétriques par rapport à l'équateur : 7 bandes dans l’hémisphère nord, 7 dans l'hémisphère sud et une à l'équateur.

Les différences de couleurs entre bandes et zones sont causées par des différences de composition chimique et de température. Il apparaît que les bandes sont plus froides que les zones. De plus, les zones sont assez opaques aux ondes radio, alors que les bandes ne le sont pas autant. Cela impliquerait des différences de composition chimique : les bandes seraient pauvres en ammoniac, alors que les zones en seraient enrichies. Ces différences de température et de composition chimique laissent penser que les bandes et zones auraient une origine convective : l'air chaud remonterait dans les bandes, avant de redescendre dans les zones.

La structuration en bandes de Jupiter proviendrait de la rotation de la planète. Sans cette rotation, l'atmosphère aurait une cellule de convection dans chaque hémisphère, qui amènerait l'air chaud de l'équateur vers les pôles et l'air froid dans l'autre sens. Sur les planètes en rotation, la rotation de la planète engendre une déviation des vents (par effet Coriolis), qui découpe la cellule de convection en plusieurs. Sur Terre, on observe trois cellules, et d'autres planètes sont dans ce cas. Sur Jupiter, la cellule de convection est segmentée en un grand nombre de sous-cellules, qui formeraient chacune un couple bande/zone.

Les vents dans une bande peuvent aller dans un sens différent des bandes qui l'entourent, au point où chaque bande a une vitesse différente de ses voisines. La vitesse des vents est maximale à l'équateur, mais diminue rapidement en remontant vers les pôles. Néanmoins, les vents dans des bandes voisines peuvent aller à des vitesses très différentes. Le résultat est qu'entre deux bandes voisines, on trouve une zone de transition où la vitesse des vents change rapidement. Les zones de transition entre les bandes sont des zones dites de courant-jets, où les vents sont très forts, plus forts qu'à l'intérieur des bandes. Les zones de transition entre bandes sont donc très élevées, en raison de phénomènes de cisaillements entre bandes.

Vitesse des vents sur Jupiter
Illustration de la vitesse différentielle des vents entre zones et bandes.

Les cyclones joviens[modifier | modifier le wikicode]

Les vents sont très puissants dans l'atmosphère jovienne. Ceux-ci sont essentiellement des vents horizontaux, perpendiculaires aux méridiens. Il arrive que des cyclones et/ou anticyclones de grade taille se forment entre les bandes, sans doute à cause des vents de cisaillement des courants-jets. Contrairement à ce qu'on voit sur Terre, ces cyclones/anticyclones survivent plusieurs années, parfois plusieurs siècles. Le plus connu est clairement la grande tache rouge, un anticyclone de grande taille situé dans hémisphère sud, suffisamment grand pour être visible depuis la Terre. Celui-ci a une taille similaire à celle de la Terre !

Jupiter's storm