Les planètes joviennes et Pluton

Introduction 11
Les planètes joviennes et Pluton
Nous poursuivons notre visite des planètes du système solaire avec les géantes
gazeuses: Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Nous terminons avec Pluton, la
planète la plus éloignée du Soleil.
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Objectifs du Chapitre 11
Objectifs du chapitre 11
c Décrire les caractéristiques des planètes joviennes et de Pluton
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Yannick Dupont
V2.0, été 2001
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Chapitre 11
Jupiter
Figure 11.1: Jupiter
Animation 11.1: Révolution d'un satellite de Jupiter
Jupiter est la plus grosse planète du système solaire. Son rayon est
approximativement égal à 11 fois le rayon terrestre, et sa masse est de 318 fois
celle de la Terre. C'est le Soleil, avec une masse 1000 fois plus grande que celle de
Jupiter, qui détermine en premier lieu les orbites des différents objets du système
solaire. Cependant Jupiter joue aussi un rôle important dans le système en
modifiant les orbites des objets (particulièrement celles des comètes et des
astéroïdes) qui passent dans son voisinage.
Jupiter possède un champ magnétique qui occupe un volume (la magnétosphère)
ayant un diamètre de l'ordre de cinq fois le diamètre du Soleil (ou cinquante fois le
diamètre de Jupiter) et qui englobe les principaux satellites de la planète. La période
de rotation du champ magnétique est 9 heures 56 minutes. Cette valeur correspond
à la période de rotation de l'intérieur de la planète, d'où provient le champ
magnétique. Cette rotation rapide cause un aplatissement aux pôles égal à 1/15 du
diamètre de Jupiter.
Jupiter a été visitée par six sondes automatiques. Pioneer 10 et 11 furent les
premières, au début des années soixante dix, à traverser la ceinture d'astéroïdes
située entre Mars et Jupiter et à atteindre la planète géante. Elles ont été suivies
par Voyager 1 et 2 en 1979. Ces sondes ont reçu une poussée gravitationnelle de
Jupiter qui leur a permis d'atteindre Saturne et même Uranus et Neptune dans le
cas de Voyager 2 (récemment, les deux sondes Voyager ont détecté l'héliopause,
c'est-à-dire la frontière entre la magnétosphère solaire et le milieu interstellaire, à
plus de 50 U.A. du Soleil soit environ 8 milliards de kilomètres; Elles sont
maintenant en route pour l'espace interstellaire). Une sonde spatiale plus
sophistiquée, Galileo, est en orbite autour de Jupiter depuis décembre 1995.
Finalement, la sonde Cassini a effectué un survol de Jupiter en décembre 2000 et
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poursuit sa route vers Saturne. Les observations accumulées depuis le passage de
ces robots interplanétaires nous révèlent un tout nouveau visage de la planète
géante et de ses satellites.
Structure interne et atmosphère
Jupiter n'a pas, comme les planètes terrestres, de surface solide. L'enveloppe
externe est constituée d'une atmosphère gazeuse qui devient de plus en plus dense
vers l'intérieur pour se transformer graduellement en liquide (mélange d'hydrogène
et d'hélium). Plus vers l'intérieur, l'hydrogène se transforme subitement en liquide
dit métallique (c'est-à-dire que les électrons se détachent des atomes d'hydrogène
sous l'effet de la pression et se promène librement). Finalement, au centre, Jupiter
posséderait un noyau constitué d'un mélange de roche et de glace (voir la Figure
11.2).
Figure 11.2: La structure interne des planètes joviennes
Comme il n'y a pas de surface solide, on définit conventionnellement le rayon de
Jupiter comme le rayon de la couche de son atmosphère où la pression ambiante
égale la pression atmosphérique terrestre; cette région se situe dans la couche de
nuages de Jupiter. Cette couche a une épaisseur d'environ 100 km. L'atmosphère
devient liquide quelques centaines de kilomètres plus bas.
Alors que la Terre ne possède qu'une seule couche de nuages (constitués de vapeur
d'eau), Jupiter possède, en raison de la température plus basse de son atmosphère,
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trois couches de nuages: une couche inférieure de nuages d'eau (H2O), une couche
intermédiaire de nuages d'hydrosulfure d'ammonium (NH4SH), et une couche
supérieure de nuages d'ammoniaque (NH3).
Par ailleurs, alors que la distribution et le mouvement des nuages dans l'atmosphère
terrestre sont plutôt chaotiques, l' atmosphère de Jupiter présente l'aspect d'une
vingtaine de bandes parallèles à son équateur. Ces bandes de nuages se déplacent
soit vers l'ouest soit vers l'est par rapport à l'intérieur de la planète, à des vitesses
atteignant 200 et 400 km/hre respectivement (la rotation de la planète correspond
à une vitesse de 45,000 km/hre à l'équateur). Les bandes de nuages adjacentes ont
des vitesses alternativement vers l'est et vers l'ouest et on y observe des taches
blanches, brunes ou rougeâtres. Certaines ne subsistent que quelques dizaines
d'heures, mais on a observé quelques taches blanches durant des dizaines d'années.
La grande tache rouge est un immense tourbillon, assez grand pour contenir deux
ou trois fois la Terre, et semble exister depuis au moins trois cents ans.
Les façons différentes dont les atmosphères de la Terre et de Jupiter sont chauffées
semblent expliquer pourquoi la circulation des nuages apparaît si différente.
L'atmosphère terrestre est chauffée principalement par le Soleil, et les régions
équatoriales reçoivent plus de chaleur que les régions polaires; donc il se produit
des déplacements nord-sud des masses d'air chaud et froid. Jupiter cependant émet
dans l'espace 2.5 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. Ceci est dû au fait
qu'étant une planète très massive elle contient encore en son intérieur une grande
quantité de chaleur accumulée lors de sa formation. Pour cette raison l'atmosphère
de Jupiter est chauffée surtout de l'intérieur et uniformément aux pôles comme à
l'équateur, ce qui explique qu'il n'y a pas de circulation des nuages entre ces
régions.
Les satellites de Jupiter
Jupiter possède 20 satellites connus. Les sondes spatiales Voyager ont aussi
découvert que Jupiter possède un anneau qui est cependant beaucoup plus mince et
étroit que le système d'anneaux de Saturne.
Les satellites situés plus à l'extérieur sont probablement d'anciens astéroïdes qui ont
été capturés par l'attraction gravitationnelle de Jupiter. Par ailleurs, les satellites qui
sont situés plus près de la planète tournent dans le sens de la rotation de la planète
sur des orbites circulaires proches du plan de l'équateur. Ces satellites se sont
probablement formés en même temps que Jupiter et constituent autour de cette
dernière un système solaire miniature.
Parmi ces derniers, les satellites galiléens (Callisto, Ganymède, Europa, Io) sont
les quatre plus gros satellites de Jupiter, ils furent découverts en 1610 par Galilée.
Les satellites galiléens ont des masses comparables à celle de la Lune. Un peu de la
même façon que les planètes qui sont plus près du Soleil sont plus petites, plus
rocheuses et plus denses, on peut observer des différences entre ces quatre
satellites selon leur distance à Jupiter.
Les deux plus éloignés, Callisto et Ganymède, sont plus massifs mais moins denses
que les deux plus proches, Europa et Io (a) (b). Callisto et Ganymède sont
probablement composés à moitié de glace et à moitié de roches. Leur surface est
marquée de cratères blanchâtres où la glace a été exposée par l'impact de
météorites. Europa possède un coeur de roche plus important que Callisto et
Ganymède mais elle est aussi recouverte d'une épaisse couche de glace dans
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laquelle on peut voir des stries provenant de fractures causées par l'expansion de
l'eau au moment de sa congélation. Io, le satellite galiléen le plus près de Jupiter,
possède une surface unique dans tout le système solaire. On n'y voit aucun cratère
d'impact, mais plutôt un grand nombre de cratères volcaniques dont une douzaine
étaient en éruption lors du passages des sondes spatiales Voyager. La surface est
constamment renouvelée par l'activité volcanique et sa couleur orangée provient
sans doute du soufre qui est éjecté de l'intérieur d'Io par les volcans. On croit que
les forces de marées causées par Jupiter et les autres satellites galiléens, déforment
et chauffent l'intérieur d'Io, ce qui serait à l'origine de son activité volcanique.
Saturne
Figure 11.3: Saturne
Saturne est la deuxième plus grosse planète du système solaire. Elle a une masse
égale à 92 fois celle de la Terre et elle est donc trois fois moins massive que Jupiter.
Elle se trouve aussi deux fois plus loin du Soleil que Jupiter. Comme cette dernière,
Saturne tourne très rapidement sur elle-même faisant une rotation en une dizaine
d'heures. A cause de cette rotation très rapide, son diamètre équatorial est 10%
plus grand que son diamètre polaire; c'est la planète la plus aplatie aux pôles.
Puisque la masse de Saturne est plus faible que celle de Jupiter, sa force
gravitationnelle est plus petite et son atmosphère est plus étendue. La couleur
jaune de la couche nuageuse superficielle est probablement le résultat d'une chimie
semblable à celle de Jupiter. L'atmosphère est par contre moins riche en hélium que
celle des autres planètes joviennes; il est probable que cet élément ait coulé vers le
centre de la planète depuis sa formation. Tout comme Jupiter, l'atmosphère de
Saturne est formée de bandes parallèles qui se déplacent à grande vitesse.
Cependant ces bandes ainsi que les taches ovales blanches et brunes (des zones
turbulentes comme la grande tache rouge) sont difficiles a voir car l'atmosphère est
recouverte d'un brouillard.
Certains chercheurs croient qu'une fine pluie d'hélium tombe vers le centre de
Saturne depuis plus de 2 milliards d'années, réchauffant la planète en libérant de
l'énergie gravitationnelle. Saturne émet donc plus d'énergie dans l'espace qu'elle
n'en reçoit du Soleil. La structure interne est semblable à celle de Jupiter mais la
zone constituée d'hydrogène métallique est plus mince et le noyau rocheux plus
gros (voir la Figure 11.2). La zone conductrice est le siège d'un intense champ
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magnétique qui s'étend à plus d'un million de kilomètres, englobant ainsi le système
d'anneaux et les satellites les plus rapprochés.
Le système d'anneaux de Saturne
Les anneaux de Saturne en font la planète la plus spectaculaire du système solaire.
Ils sont composés de petites particules glacées en orbite autour de la planète
comme autant de petites lunes. La taille de ces particules varie de quelques
fractions de millimètre jusqu'à quelques dizaines de mètres. Ces anneaux sont
situés à l'intérieur de la limite de Roche qui représente la distance minimale
d'approche d'un satellite d'une planète en deça de laquelle le satellite se
désintègrerait par l'intermédiaire des forces de marée de la planète.
Les passages successifs des sondes Voyager en 1980 et 1981, ont révélé une
étonnante complexité de ce système d'anneaux. Les anneaux A, B et C (tels
qu'observés de la Terre et présentés à la Figure 11.4) sont composés d'une
multitude d'anneaux très fins causés par le mouvement des nombreuses lunes de
Saturne. La division de Cassini est une région des anneaux où la densité des
particules est très faible, probablement parce que les particules de cette région ont
une période orbitale qui est précisément la moitié de la période du satellite Mimas.
Ce satellite, par une combinaison complexe d'attraction et de résonnance
gravitationnelles, attire les particules hors de la région.
Figure 11.4: La structure des principaux anneaux de Saturne
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Figure 11.5: Les anneaux A, B, C et D
Les satellites de Saturne
Saturne possède au moins 30 satellites. Les principaux satellites de Saturne, comme
ceux de Jupiter, tournent dans le même sens que le mouvement de rotation de la
planète, sur des orbites circulaires situées dans le plan équatorial de la planète.
Titan est le plus gros de ces satellites. C'est aussi le seul satellite dans le système
solaire à posséder une atmosphère. Celle-ci est composée à 98% d'azote (N2) et
elle est si dense qu'elle cache entièrement la surface du satellite.
Les autres satellites de Saturne sont probablement composés en majeure partie de
glace. Leur surface porte la trace d'un grand nombre de cratères de météorites mais
aussi de fractures dues aux tensions engendrées par l'augmentation du volume
interne des satellites lors du refroidissement et de la formation de la glace.
Uranus et Neptune
Uranus et Neptune sont respectivement à 20 et 30 unités astronomiques du Soleil,
soit 2 et 3 fois plus loin que Saturne. Pour cette raison elles sont beaucoup moins
bien connues que Jupiter et Saturne. Seule la sonde Voyager 2 est passée au
voisinage de ces planètes; elle a frôlé Uranus en janvier 1986 et Neptune en août
1989.
Vues de la Terre, ces deux planètes apparaissent comme de petits disques
verdâtres. Uranus possède 21 satellites, parmi lesquels on retrouve Miranda dont la
surface porte les marques d'une évolution complexe et probablement
catastrophique. On y retrouve, en effet, des régions de plissements, de fractures
ainsi que des zones d'impact météoritiques. On retrouve autour d'Uranus un
système de 10 anneaux. Ces derniers, contrairement à ceux de Saturne, sont
constitués de particules très sombres qui réfléchissent peu de lumière; ils sont donc
difficiles à détecter.
Tous les satellites et les anneaux d'Uranus sont en orbite dans le plan de son
équateur, ce qui tend à montrer qu'ils se sont tous formés à partir du même nuage
de gaz qui fut le précurseur de la planète. Un phénomène inconnu semble avoir
perturbé la direction de rotation de ce nuage précurseur car le plan équatorial
d'Uranus est presque exactement perpendiculaire au plan de son orbite autour du
Soleil.
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Neptune possède 8 satellites dont deux, Néréïde et Triton, sont observables de la
Terre. Ce dernier se déplace autour de Neptune sur une orbite rétrograde et se
rapproche en spiralant de la planète. Il sera, en temps et lieu, détruit par la force de
marée de Neptune. Sa surface est constamment modifiée par la présence de
geysers de méthane qui gèle ensuite au contact du sol. Comme Uranus, Neptune est
entourée de quatre anneaux de particules sombres; deux sont très étroits tandis
que les deux autres sont larges et diffus.
Bien qu'elles fassent partie des planètes géantes, Uranus et Neptune ont en fait des
masses qui sont intermédiaires entre la masse de la Terre et celles de Jupiter et
Saturne. Par exemple Jupiter possède environ 18 fois la masse de Neptune qui est
elle-même 17 fois plus massive que la Terre. Comme Uranus a une masse égale à
14.5 fois la masse de la Terre, très proche de Neptune, on s'attend à ce que ces
deux planètes se ressemblent beaucoup. Un modèle pour la structure interne de ces
planètes serait un noyau rocheux à base de silicium et de fer, enveloppé d'un
manteau liquide composé d'eau ( H2O ), d'ammoniaque (NH3) et de méthane (CH4),
lui-même entouré d'une atmosphère d'hélium (He) et de méthane (voir la Figure
11.2). L'atmosphère d'Uranus est transparente et sans nuage tandis que celle de
Neptune présente des bandes et des taches sombres comme celle de Jupiter.
Pluton
La planète Neptune fut découverte en 1846 après que son existence et sa position
dans le ciel eurent été prédites pour expliquer les perturbations observées dans
l'orbite d'Uranus. Comme une faible partie de ces perturbations restait inexpliquée
après la découverte de Neptune, on tenta de prédire l'existence d'une autre planète.
L'astronome Percival Lowell appela cette dernière la Planète X et se mit à sa
recherche entre 1905 et 1915. Il tenta de convaincre d'autres astronomes de
poursuivre ses recherches après sa mort. Clyde Tombaugh entreprit de poursuivre
les recherches de Lowell et il découvrit la planète Pluton en 1930. Cependant on
s'aperçut que Pluton, qui n'a que 0.002 fois la masse de la Terre, ne pouvait pas
causer les perturbations dans l'orbite d'Uranus à partir desquelles Lowell avait fait
ses calculs. Plus tard on s'aperçut que ces perturbations apparentes étaient dues à
des erreurs dans certaines mesures de la position d'Uranus. La découverte de Pluton
est donc simplement due à la recherche systématique et minutieuse de Tombaugh.
Parce que l'orbite de Pluton est plus fortement elliptique que celle des autres
planètes, la distance de Pluton au Soleil varie d'un facteur de 1.6. Ainsi, durant les
années 1979 à 1999, Pluton était plus proche du Soleil que ne l'était Neptune à la
même période.
On a découvert en 1978 que Pluton possède un satellite, nommé Charon, qui tourne
autour de Pluton avec la même période (6.39 jours) que celle de rotation de la
planète. Ainsi, vu de Pluton, Charon semble être immobile dans le ciel.
A cause de sa faible masse, de sa basse densité et de sa grande distance du Soleil,
Pluton est probablement une boule de glace assez semblable aux satellites de
Saturne et d'Uranus. Cependant, on a récemment mesuré la présence d'une
atmosphère de méthane s'étendant à près de 200 km au dessus de sa surface, lui
conférant ainsi le statut de vraie planète(?). Pluton nous réserve encore des
surprises!
Yannick Dupont
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