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Les planètes géantes


Aperçu
Circulant relativement à l'écart du Soleil, et marquant la partie interne de la région froide du Système solaire, les quatre planètes géantes sont, par ordre de distance croissante au Soleil : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Il s'agit d'objets de grandes dimensions et masse, et principalement gazeux

Les planètes géantes renferment la majeure partie de la masse de notre Système planétaire. Jupiter seul dépasse la masse de toutes les autres planètes combinées, avec 71% de la masse totale des objets qui tournent autour du Soleil. Saturne, caractérisée par ses anneaux brillants est légèrement plus petite. Assez similaires, Uranus et Neptune, deux objets plus lointains et discrets, sont de masses encore un peu inférieures.
 

Du gaz, des glaces, des roches et des guillemets

Les planétologues divisent en trois classes les matériaux dont sont constituées le planètes géantes : « gaz », « glaces » et «-roches-».  Des termes qui ici se réfèrent uniquement à la composition chimique des différents constituants et non à leur état physique.

Les « gaz » sont principalement l'hydrogène et l'hélium, les éléments les plus abondants de l'univers. Les « glaces » sont des composés qui se forment à partir des éléments suivants les plus abondants : l'oxygène, le carbone et l'azote. Les plus courantes sont l'eau, le méthane et l'ammoniac, mais les glaces peuvent également comprendre du monoxyde de carbone, du dioxyde de carbone et d'autres. Les «-roches-», quant à elles sont encore moins abondantes que les glaces et comprennent tous les constituants restants : magnésium, silicium, fer, etc.

Dans le Système solaire externe, les « gaz » dominent les deux plus grandes planètes, Jupiter et Saturne, d'où leur surnom de «-géantes gazeuses ». Uranus et Neptune sont appelés « géantes de glace » parce que leurs intérieurs contiennent beaucoup plus de « glace » que leurs cousines plus grandes. 

Ces planètes se ressemblent beaucoup. Elles possèdent en leur centre un noyaud e «-glace-» et de «-roche-» d'environ 10 masses terrestres. Mais pour l'essentiel, leur composition chimique reflète celle de la nébuleuse primitive, à savoir une forte proportion d'hydrogène, et dans une moindre mesure d'hélium. Dans les régions internes, où règnent une pression excessivement élevée, cet hydrogène se présente, pense-t-on, à l'état liquide et constitue un sombre océan sur une profondeur de plusieurs milliers de kilomètres. A la périphérie, ce gaz, enrichi de nombreux autres constituants très minoritaires, forme une épaisse atmosphère, où se superposent plusieurs couches nuageuses. Pour le reste, les différences qui s'observent entre ces objets sont surtout fonction de leur éloignement au Soleil et surtout de leur masse. 

Ajoutons que les quatre planètes géantes du Système solaire sont entourées de riches systèmes de satellites et d'anneaux.
Planètes géantes.
Dimensions comparées des quatre planètes géantes du Système solaire.

La chimie des quatre atmosphères des planètes géantes est dominée par l'hydrogène. Cet hydrogène est un élément réducteur, ce qui signifie qu'en sa présence les autres éléments ont tendance à se combiner d'abord avec lui. Ainsi, au début de l'histoire de notre système planétaire, l'hydrogène a réduit la chimie du Système solaire externe. La plupart de l'oxygène s'est combiné à l'hydrogène pour produire de l'eau (H2O) et n'a donc plus été disponible pour former les types de composés oxydés avec d'autres éléments qui nous sont plus familiers dans le Système solaire interne (comme le CO2). En conséquence, les composés détectés dans l'atmosphère des planètes géantes sont principalement des gaz à base d'hydrogène tels que le méthane (CH4) et l'ammoniac (NH3), ou des hydrocarbures plus complexes (combinaisons d'hydrogène et de carbone) tels que l'éthane (C2H6) et acétylène (C2H2).


Rouages
Les planètes géantes sont trop éloignées du Soleil pour en recevoir beaucoup d'énergie. Cela ne les empêche pas de posséder des atmosphères très perturbées, agitées de vents violents, notamment sur Jupiter et Uranus. La cause de cette situation est débattue. Mais deux raisons principales sont avancées. La première est que toute l'énergie dont disposent les atmosphères des planètes géantes (à l'exception d'Uranus) ne provient justement pas que du Soleil, comme c'est le cas pour les planètes telluriques. Neptune, par exemple, rayonne 3 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil, et Jupiter 1,7 fois plus. Une fraction de cette énergie produite dans les régions centrales des géantes, peut donc servir à "chauffer" par-dessous les atmosphères et conditionner la circulation des masses gazeuses. 
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L'autre raison avancée pour expliquer les mouvements atmosphériques des planètes géantes est que l'énergie solaire est bien mieux utilisée ici que dans le cas l'atmosphère terrestre, par exemple, où les masses d'air en mouvement sont très vite freinées par celle qui sont au repos. Dans le cas des planètes géantes, les immenses masses de gaz impliquées se caractérisent par une très importante quantité de mouvement. Ce qui signifie, en termes de physique, qu'elles sont très difficiles à dévier et à freiner. Une fois un processus atmosphérique lancé, il aura beaucoup de mal à disparaître. On disposerait aussi, là, de l'explication de la longévité d'une structure comme la Grande Tache rouge de Jupiter.

Caractéristiques générales

Les planètes géantes sont très loin du Soleil. Jupiter est plus de cinq fois plus éloigné du Soleil que la Terre (5 UA) et met un peu moins de 12 ans pour faire le tour du Soleil. Saturne est environ deux fois plus loin que Jupiter (près de 10 UA) et sa révolution autour du Soleil dure 30 ans. Le rayon de l'orbite d'Uranus est de 19 UA et sa période de révolution est de 84 ans, tandis que Neptune, située à 30 UA du Soleil, tarde 165 ans pour accomplir une boucle complète autour du Soleil. Ces longues échelles de temps rendent difficile pour nous, les humains de courte durée, d'étudier les changements saisonniers sur les planètes extérieures.

Jupiter, le géante parmi les géantes, a assez de masse pour faire 318 Terres. Son diamètre est environ 11 fois celui de la Terre (et environ un dixième de celui du Soleil). La densité moyenne de Jupiter est de 1,3 g/cm3, bien inférieure à celle de toutes les planètes terrestres. (Rappelons que l'eau a une densité de 1 g/cm3). Le matériau de Jupiter est réparti sur un volume si grand que plus de 1400 Terres pourraient y contenir. Certaines des principales propriétés Jupiter se retrouvent dans les trois autres planètes géantes.

La masse de Saturne est 95 fois supérieure à celle de la Terre, et sa densité moyenne n'est que de 0,7 g / cm3 (c'est la plus faible de toutes les densités des planètes). Cette densité est inférieure à la densité de l'eau. Si l'on connaissait une mer assez grande pour l'y plonger, Saturne flotterait à sa surface...

Uranus et Neptune ont chacun une masse d'environ 15 fois celle de la Terre et, par conséquent, ne sont que 5% aussi massifs que Jupiter. Leurs densités de 1,3 g / cm3 et 1,6 g / cm3, respectivement, sont beaucoup plus élevées que la densité de Saturne. Il s'agit là d'un indice laissant penser que leur composition doit fondamentalement différer de celle de Jupiter et de Saturne. 

Lorsque les astronomes ont commencé à découvrir, à partir de 1998, d'autres systèmes planétaires (exoplanètes ou planètes extrasolaires), ils ont constaté que les planètes de la taille d'Uranus et de Neptune sont courantes, et qu'il y a encore plus d'exoplanètes de taille intermédiaire entre celle la Terre et ces géantes des glace, un type de planète inexistant dans notre Système solaire.
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Caractéristiques
Jupiter
Saturne
Uranus
Neptune
Demi-grand axe (UA)1
5,203
9,539
19,18
30,07
Excentricité
0,0485
0,0556
0,0472
0,0086
Inclinaison sur l'écliptique
1° 18'
2° 29'
0° 46'
1° 46'
Période sidérale (ans)
11,86
29,46
84,01
164,78
Période synodique (jours)
398,88
378,09
369,66
367,49
Vitesse orbitale (km/s)
13
10
7
5
Rayon équatorial
71 400
60 300
25 600
24 750
Applatissement
0,062
0,096
0,06
0,02
Masse (Terre = 1)2
318
95,2
14,6
17,2
Densité (eau = 1)3
1,350
0,700
1,200
1,500
Gravité (Terre = 1)4
2,64
1,15
1,17
1,18
Période de rotation
9 h 50 mn
10 h 14 mn
17 h 14 mn
16 h 7mn
Inclinaison de l'axe
3,1°
26,7°
97°
29°
1 1 UA = 149,6 millions de kilomètres; 2 masse de la Terre = 5,98. 1024 kg; 3 Densité de l'eau = 1g/cm3; 4 Gravité à la surface de la Terre = 9,81 m/s². 

Apparence et rotation.
Lorsque nous regardons les planètes géantes, nous ne voyons que leurs atmosphères, composées principalement d'hydrogène et d'hélium gazeux. Les nuages supérieurs de Jupiter et de Saturne sont composés de cristaux d'ammoniac. Sur Neptune, les nuages supérieurs sont en méthane. Sur Uranus, aucune couche de nuages n'est évidente, mais seulement une brume profonde et sans relief.

Les télescopes livrent de Jupiter une image colorée et dynamique. Des détails distincts dans les formes de ses nuages nous permettent de déterminer le taux de rotation de son atmosphère au niveau des nuages, bien qu'une telle rotation de l'atmosphère puisse avoir peu à voir avec celle de la planète sous-jacente. La rotation du manteau et du noyau est beaucoup plus fondamentale; celles-ci peuvent être déterminés par des variations périodiques des ondes radio provenant de Jupiter, qui sont contrôlés par son champ magnétique. Puisque le champ magnétique (dont nous parlerons ci-dessous) prend sa source profondément à l'intérieur de la planète, il partage la rotation de l'intérieur. La période de rotation que nous mesurons de cette manière est de 9 heures 56 minutes, ce qui donne à Jupiter le "jour" le plus court de toutes les planètes. De la même manière, il est possible de mesurer que la période de rotation sous-jacente de Saturne est de 10 heures 40 minutes. Uranus et Neptune ont des périodes de rotation légèrement plus longues - environ 17 heures -, également déterminées par la rotation de leurs champs magnétiques.

Les saisons.
La Terre et Mars ont des saisons parce que leurs axes de rotation, au lieu d'être perpendiculaire au plan de leur orbite, sont inclinés par rapport à celui-ci. Cela signifie, par exemple, que lorsque la Terre tourne autour du Soleil, pendant une moitié de sa révolution un hémisphère est orienté vers le Soleil, et pendant l'autre moitié, c'est l'autre hémisphère qui reçoi préférentiellement la lumière de notre étoile. Sur les planètes géantes la logique est la même, mais la situation varie gradement en fonction des inclinaisons observées.  L'axe de rotation de Jupiter n'est incliné que de 3°, il n'y a donc pas de saison à proprement parler. Saturne, cependant, a des saisons, car son axe de rotation est incliné à 27° par rapport à la perpendiculaire à son orbite. Neptune a à peu près la même inclinaison que Saturne (29°); par conséquent, il connaît des saisons similaires (mais plus longues). Les saisons les plus étranges de toutes sont celles que connaît Uranus, qui a un axe de rotation incliné de 98 ° par rapport à la direction nord. Pratiquement parlant, on peut dire que Uranus est couchée sur son orbite.

On ignore ce qui a fait basculer l'axe de rotation d'Uranus, mais une possibilité est une collision avec un grand corps planétaire lors de la formation du Système solaire. Quelle que soit la cause, cette inclinaison inhabituelle crée des saisons dramatiques. L'hémisphère sud connaît un été ensoleillé de 21 ans, tandis que pendant cette même période l'hémisphère nord est plongé dans l'obscurité. Ensuite, pendant  21 ans, le Soleil brille sur l'équateur d'Uranus et les deux hémisphères passent par des cycles de lumière et d'obscurité pendant que la planète tourne. Enfin, il y a 21 ans pendant lesquels c'est l'hémisphère nord qui est illuminé et l'hémisphère sud qui est sombre. Après cela, le modèle d'alternance jour/nuit se répète.

Composition et structure.
Les intérieurs de Jupiter et de Saturne sont composés principalement d'hydrogène et d'hélium. Bien sûr, ces gaz n'ont été mesurés que dans leur atmosphère, mais les calculs effectués il y a plus de 50 ans ont montré que ces deux gaz légers sont les seuls matériaux possibles à partir desquels une planète avec les masses et densités observées de Jupiter et Saturne pourrait être construite.

Les structures internes profondes de ces deux planètes sont difficiles à prévoir. C'est principalement parce que ces planètes sont si grandes que l'hydrogène et l'hélium dans leurs centres deviennent extrêmement comprimés et ont des comportements qui ne peuvent pas être étudiés sur Terre. Les meilleurs modèles théoriques dont on dispose de la structure de Jupiter prédisent une pression centrale supérieure à 100 millions de bars et une densité centrale d'environ 31 g/cm3. (Le coeur de la Terre, pour comparaison,  a une pression centrale de 4 millions de bars et une densité centrale de 17 g/cm3).

Aux pressions que l'on calcule à l'intérieur des planètes géantes, des matériaux familiers peuvent  revêtir des caractéristiques inhabituelles. À quelques milliers de kilomètres sous les nuages visibles de Jupiter et de Saturne, les pressions deviennent si importantes que l'hydrogène passe de l'état gazeux à l'état liquide. Encore plus profondément, cet hydrogène liquide est encore comprimé et commence à se comporter comme un métal, ce qu'il ne fait jamais sur Terre. (Dans un métal, les électrons ne sont pas fermement attachés à leurs noyaux parents mais peuvent se promener. C'est pourquoi les métaux sont de si bons conducteurs d'électricité). Sur Jupiter, la plus grande partie de l'intérieur est de l'hydrogène métallique liquide.

Parce que Saturne est moins massive, la part hydrogène métallique n'y occupe qu'un petit volume : la majeure partie de son intérieur est liquide. Uranus et Neptune sont trop petits pour atteindre des pressions internes suffisantes pour liquéfier l'hydrogène.

Les analyses détaillées des champs gravitationnels des planètes géantes montre que chacune a un noyau composé de matériaux plus lourds. Vraisemblablement, ces noyaux sont les corps de roche et de glace d'origine qui se sont formés avant la capture du gaz de la nébuleuse environnante. Les noyaux existent à des pressions de dizaines de millions de bars. Ceci dit, bien que les scientifiques parlent des noyaux de planète géantes composés de roche et de glace, nous pouvons être sûrs que ni la roche ni la glace ne prennent de formes familières à de telles pressions et températures. Rappelez-vous que ce que l'on entend par « roche » dans le contexte présent : il s'agit de tout matériau composé principalement de fer, de silicium et d'oxygène, tandis que le terme « glace » dans ce chapitre désigne des matériaux composés principalement des éléments carbone, azote et oxygène en combinaison avec l'hydrogène.
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Structues internes des planètes géantes.
Structure internes probables des planètes géantes. -  Jupiter et Saturne sont composés principalement d'hydrogène et d'hélium (l'hydrogène domine), mais Uranus et Neptune sont constitués en grande partie de carbone, d'azote et d'oxygène. Il semble que les quatre ont des noyaux similaires de roche et de glace. Sur Jupiter et Saturne, les noyaux ne constituent qu'un petit pourcentage de la masse totale. Cependant, la majeure partie de la masse d'Uranus et de Neptune réside dans ces noyaux, ce qui montre que les deux planètes extérieures n'ont pas pu attirer des quantités massives d'hydrogène et d'hélium lors de leur formation initiale. (Les diagrammes sont dessinés à l'échelle; les chiffres indiquent les rayons en milliers de kilomètres.)

Sources de chaleur internes.
En raison de leur grande taille, toutes les planètes géantes ont été fortement chauffées lors de leur formation par l'effondrement  sur leurs noyaux des matériaux environnants. Jupiter, étant le plus grand, était le plus chaud. Une partie de cette chaleur primordiale peut encore rester à l'intérieur de telles grandes planètes. De plus, les planètes géantes, largement gazeuses, peuvent générer de la chaleur après leur formation en se contractant lentement. (Avec une masse si grande, même une infime quantité de rétrécissement peut générer une chaleur importante). L'effet de ces sources d'énergie internes est d'augmenter les températures dans les régions inétrieures et les atmosphères des planètes à des niveaux plus élevés que ce à quoi on aurait pu s'attendre si le Soleil avait été la seule source d'échauffement. 

Jupiter possède la plus grande source d'énergie interne, soit 4.1017 watts; c'est-à-dire qu'elle est chauffée de l'intérieur avec une énergie équivalente à 4 millions de milliards d'ampoules de 100 watts. Cette quantité d'énergie est à peu près la même que la quantité d'énergie solaire totale absorbée par Jupiter. L'atmosphère de Jupiter a ainsi à la fois les caractéristiques  d'un atmosphère planétaire normale (comme celle de la Terre, par exemple), qui tire l'essentiel de son énergie du Soleil, et les caractéristiques d'une atmosphère stellaire, qui est entièrement chauffée par une source d'énergie interne. La majeure partie de l'énergie interne de Jupiter est la chaleur primordiale, restée de la formation de la planète il y a 4,5 milliards d'années.

Saturne a une source d'énergie interne environ la moitié de celle de Jupiter, ce qui signifie (puisque sa masse n'est que d'un quart environ aussi grande) que Saturne produit deux fois plus d'énergie par kilogramme de matière que Jupiter. Puisque Saturne devrait avoir beaucoup moins de chaleur primordiale, il doit y avoir une autre source au travail générant la majeure partie de ces 2.1017 watts de puissance. Cette source est la séparation de l'hélium de l'hydrogène à l'intérieur de Saturne : dans le manteau d'hydrogène liquide, l'hélium plus lourd forme des gouttelettes qui descendent vers le coeur, libérant de l'énergie gravitationnelle. Saturne est donc toujours en train de se différencier, laissant les matériaux plus légers s'élever et les matériaux plus lourds tomber.

Uranus et Neptune sont différentes. Neptune possède une petite source d'énergie interne, tandis qu'Uranus n'émet pas de quantité mesurable de chaleur interne. En conséquence, ces deux planètes ont presque la même température atmosphérique, malgré la plus grande distance de Neptune avec le Soleil.

Champs magnétiques.
Chacune des planètes géantes a un champ magnétique puissant, généré par des courants électriques dans ses régions profondes en rotation rapide. Les magnétosphères des planètes sont associées aux champs magnétiques, qui sont des régions autour de la planète dans lesquelles le champ magnétique propre de la planète surpasse en intensité le champ magnétique interplanétaire général. Les magnétosphères de ces planètes s'étendent sur des millions de kilomètres dans l'espace.

À la fin des années 1950, les astronomes ont découvert que Jupiter était une source d'ondes radio qui s'intensifiaient à des longueurs d'onde plus longues qu'à des longueurs d'onde plus courtes - juste l'inverse de ce qui est attendu du rayonnement thermique (rayonnement provoqué par l'agitation des particules dans toute matière). Un tel comportement est cependant typique du rayonnement synchrotron, c'est-à-dire du rayonnement  émis lorsque les électrons à grande vitesse sont accélérés par un champ magnétique. Ce fut notre premier indice que Jupiter devait avoir un fort champ magnétique.
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Champ magnétique de Jupiter.
Le champ magnétique de Jupiter tel que permettent de le reconstituer les mesures in situ
de la sonde Juno. Ce champ, variable dans le temps, apparaît plus complexe que celui de la
Terre. On distingue sur cette image la Grande Tache Bleue (une structure invisible autrement) qui 
correspond à un resserrement des lignes de champ près de l'équateur; l'autre élément du dipôle magnétique est la région rouge (sur l'image) située près du pôle nord géographique. Crédit: NASA, JPL-Caltech, Harvard U., K. Moore et al. ).

Des observations ultérieures ont montré que les ondes radio provenaient d'une région entourant Jupiter d'un diamètre qui étéait plusieurs fois celui de la planète elle-même. On  en a déduit qu'un grand nombre de particules atomiques chargées doivent circuler autour de Jupiter, en spirale autour des lignes de force d'un champ magnétique associé à la planète. C'est exactement ce que nous observons, mais à plus petite échelle, dans les ceintures de Van Allen autour de la Terre. Les champs magnétiques de Saturne, Uranus et Neptune fonctionnent de la même manière, mais ne sont pas aussi forts.

À l'intérieur de chaque magnétosphère, des particules chargées tournent en spirale en s'enroulant  le long des lignes de champ magnétique; en conséquence, elles peuvent être accélérés à de hautes énergies. Ces particules chargées peuvent provenir du Soleil ou du voisinage de la planète elle-même. Dans le cas de Jupiter, Io, l'un de ses satellites, se révèle avoir des éruptions volcaniques qui projettent des particules chargées dans l'espace et directement dans la magnétosphère jovienne.

L'axe du champ magnétique de Jupiter (la ligne qui relie le pôle nord magnétique au pôle sud magnétique) n'est pas aligné exactement avec l'axe de rotation de la planète; il est plutôt incliné d'environ 10°. Uranus et Neptune ont des inclinaisons magnétiques encore plus grandes, de 60° et 55°, respectivement. Le champ de Saturne, en revanche, est parfaitement aligné avec son axe de rotation. La raison pour laquelle différentes planètes ont des inclinaisons magnétiques différentes n'est pas bien comprise.

Les processus physiques autour des planètes géantes s'avèrent être des versions plus douces de ce que les astronomes trouvent dans de nombreux objets éloignés, des restes d'étoiles mortes aux énormes centrales électriques distantes telles que les quasars. L'une des raisons d'étudier les magnétosphères des planètes géantes et de la Terre est ainsi que ces planètes  fournissent des analogues de processus cosmiques plus énergétiques mais bien plus difficiles d'accès.
 

Les satellites et les anneaux

Les quatre planètes géantes sont accompagnées d'impressionnants systèmes de satellites et d'anneaux. Près de 200 satellites ont été découverts dans le Système solaire externe. Les quatre planètes sont entourées d'anneaux. Mais, c'est Saturne qui, de loin, a les plus spectaculaires. 

Les satellite se répartissent dans deux groupes : les plus gros sont essentiellement sphériques et de dimensions comparables à celles de la Lune; ce sont des planètes naines. Les plus petits, les plus nombreux, sont des petits corps irréguliers ressemblant souvent à des astéroïdes.

Dans la première catégorie, on rencontre les quatre principaux satellites de Jupiter, appelés les satellites galiléens : Io, Europe, Ganymède et Callisto. Ganymède et Callisto, deux objets de faible densité composés de plus de la moitié de la glace d'eau. Callisto a une ancienne surface cratérisée, tandis que Ganymède montre des preuves d'une activité tectonique et volcanique étendue, persistant jusqu'à il y a peut-être un milliard d'années. lo et Europe sont plus denses et plus petits, chacun de la taille de notre Lune. Io est l'objet le plus volcaniquement actif du système solaire. Divers indices indiquent qu'Europe possède un océan mondial d'eau liquide sous une épaisse croûte de glace. De nombreux scientifiques pensent qu'Europe peut offrir l'environnement le plus favorable du Système solaire pour rechercher les éléments d'une chimie prébiotique.

Titan, le principal satellite de Saturne, et Triton, la lune froide de Neptune, sont  également des planètes naines. Titan a une atmosphère opaque plus épaisse que celle de la Terre, et l'atterrisseur Cassini-Huygens qui s'est posé sur son sol a montré un paysage avec des rochers faits de glace d'eau gelée. Triton a une atmosphère très mince et des geysers d'azote gazeux.

Les anneaux de Saturne sont composés principalement de glace d'eau; en revanche. Uranus et Neptune ont des anneaux étroits constitués d'un matériau plutôt sombre. Jupiter a des anneaux ténus composés de poussières. Tous ces anneaux sont composés d'un grand nombre de particules individuelles en orbite si près de leur planète que ses forces gravitationnelles pourraient avoir brisé de plus gros morceaux ou empêché de petits morceaux de se rassembler. 

Les anneaux de Saturne sont larges, plats et presque continus, à l'exception de quelques lacunes. Les particules sont principalement de la glace d'eau, avec des dimensions typiques de quelques centimètres. Un satellite de Saturne, Encelade, fait aujourd'hui jaillir des geysers d'eau pour alimenter l'anneau ténu E, qui est composé de très petits cristaux de glace.

Les anneaux d'Uranus sont des rubans étroits séparés par de larges lacunes et contiennent beaucoup moins de masse. 

Les anneaux de Neptune sont similaires mais contiennent encore moins de matière. Une grande partie de la structure complexe des anneaux est due aux ondes et aux résonances induites par les lunes à l'intérieur des anneaux ou en orbite autour d'eux. 

L'origine et l'âge de chacun de ces systèmes d'anneaux restent un mystère.

Les atmosphères des planètes géantes

Comme les planètes géantes n'ont pas de surfaces solides, leurs atmosphères sont plus représentatives de leurs compositions générales que ce n'est le cas avec les planètes terrestres. Ces atmosphères nous présentent également certains des exemples les plus spectaculaires des régimes météorologiques du Système solaire, puisque les tempêtes qui agitent l'atmosphère de ces planètes peuvent devenir plus grandes que l'ensemble de la planète Terre.

Composition atmosphérique.
Lorsque la lumière du soleil se reflète dans l'atmosphère des planètes géantes, les gaz atmosphériques peuvent être identifiés par l'étude du spectre de cette lumière. Les observations spectroscopiques des planètes géantes ont commencé au XIXe siècle, mais pendant longtemps, les astronomes n'ont pas pu interpréter les spectres qu'ils ont observés. Jusque dans les années 1930, les caractéristiques les plus importantes photographiées dans ces spectres n'étaient pas identifiées. Ensuite, de meilleurs spectres ont révélé la présence de molécules de méthane (CH4) et d'ammoniac (NH3) dans les atmosphères de Jupiter et de Saturne.

Les astronomes ont d'abord pensé que le méthane et l'ammoniac pouvaient être les principaux constituants de ces atmosphères, mais maintenant nous savons que l'hydrogène et l'hélium sont en fait les gaz dominants. La confusion est survenue parce que ni l'hydrogène ni l'hélium ne possèdent des caractéristiques spectrales facilement détectables dans le spectre visible. Ce n'est que lorsque la sonde Voyager a mesuré les spectres infrarouges lointains de Jupiter et de Saturne qu'une abondance fiable pour l'insaisissable hélium a pu être trouvée.

Les compositions des deux atmosphères sont globalement similaires, à ceci près que  sur Saturne, il y a moins d'hélium en raison de la précipitation de l'hélium qui contribue à la source d'énergie interne de Saturne. Les mesures de composition les plus précises ont été faites sur Jupiter par la sonde Galileo en 1995; en conséquence, nous connaissons encore mieux les abondances de certains éléments de l'atmosphère jovienne que celles du Soleil.

Nuages et structure atmosphérique.
Les nuages de Jupiter sont parmi les sites les plus spectaculaires du système solaire. Ils varient en couleur du blanc à l'orange au rouge au brun, tourbillonnant et se tordant dans un kaléidoscope de motifs en constante évolution. Saturne présente une activité nuageuse similaire mais beaucoup plus modérée; au lieu de couleurs vives, ses nuages ont une teinte caramel presque uniforme.

Les différents gaz gèlent à différentes températures. Aux températures et aux pressions des atmosphères supérieures de Jupiter et de Saturne, le méthane reste un gaz, mais l'ammoniac peut se condenser et geler. (De même, la vapeur d'eau se condense dans l'atmosphère terrestre pour produire des nuages de cristaux de glace). Les nuages primaires que nous voyons autour de ces planètes, que ce soit à partir des instruments d'un vaisseau spatial ou à travers ceux d'un télescope, sont composés de cristaux d'ammoniac gelés. Les nuages d'ammoniac marquent le bord supérieur des troposphères des planètes; au-dessus se trouve la stratosphère, la partie la plus froide de l'atmosphère. 
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Atmosphères des planètes géantes.

Structure verticale des atmosphères des planètes géantes. -  Sur chaque diagramme, la courbe jaune montre comment la température varie en fonction de l'altitude. Sur Jupiter et sur Saturne, la température près du sommet des nuages est d'environ 140 K (c'est à peine plus froid que les calottes polaires de Mars). Pour Jupiter, le niveau où se trouvent les nuages est à une pression d'environ 0,1 bar (un dixième de la pression atmosphérique à la surface de la Terre), mais pour Saturne, les nuages se forment plus bas dans l'atmosphère, à une pression d'environ 1 bar. Parce que l'ammoniac les nuages se trouvent beaucoup plus profondément sur Saturne, ils sont plus difficiles à voir, et l'apparence générale de la planète est beaucoup plus fade que celle de Jupiter.

Dans les troposphères de des planètes géantes, la température et la pression augmentent toutes deux avec la profondeur. 

L'atmosphère de Jupiter.
Grâce à des lacunes entre les nuages d'ammoniac, nous pouvons avoir quelques aperçus d'autres couches de nuages qui peuvent se former dans des régions plus profondes de l'atmosphère - régions qui, dans le cas de Jupiter, ont été échantillonnées directement par la sonde Galileo lors de sa chute dans la planète. Quand la sonde Galileo est descendue à un pression de 5 bars, elle aurait dû pénétrer dans une région de nuages d'eau gelée, puis en dessous de celle-ci dans des nuages de gouttelettes d'eau liquide, peut-être similaires aux nuages communs de la troposphère terrestre. Mais la sonde n'a vu aucun nuage d'eau et a mesuré une abondance étonnamment faible de vapeur d'eau dans l'atmosphère. Il est vite devenu clair pour les scientifiques de Galileo que la sonde était tombée à travers une région inhabituellement sèche et sans nuages de l'atmosphère - un courant ascendant géant de gaz frais et sec. Andrew Ingersoll de Caltech, membre de l'équipe Galileo, a appelé ce site d'entrée le désert de Jupiter. La sonde a continué de mesurer à une pression de 22 bars mais n'a trouvé aucune autre couche de nuages avant que ses instruments ne fonctionnent. Elle a également détecté des orages, mais seulement à de grandes distances, suggérant en outre que la sonde elle-même se trouvait dans une région de temps clair.
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Nuages de Jupiter.
Les nuages de Jupiter photographiés par la sonde Juno à 15 000 km de distance. Les formes blanches à la droite de l'image sont des nuages de très haute altitude. (Crédit et License : NASA / JPL-Caltech / SwRI / MSSS; Processing: Kevin M. Gill).

Au-dessus des nuages d'ammoniac visibles dans l'atmosphère de Jupiter, nous trouvons la stratosphère claire, qui atteint une température minimale proche de 120 K. À des altitudes encore plus élevées, les températures remontent, tout comme elles le font dans la haute atmosphère de la Terre, car ici les molécules absorbent les ultraviolets la lumière du soleil. Les couleurs des nuages sont dues aux impuretés, issues de réactions chimiques entre les gaz atmosphériques dans divers processus photochimiques. Dans la haute atmosphère de Jupiter, les réactions photochimiques créent une variété de composés assez complexes d'hydrogène et de carbone qui forment une fine couche de smog bien au-dessus des nuages visibles. 

L'atmosphère de Saturne.
L'atmosphère visible de Saturne est composée d'environ 75% d'hydrogène et 25% d'hélium, avec des traces de méthane, d'éthane, de propane et d'autres hydrocarbures. La structure globale de cette atmosphère est similaire à celle de Jupiter. Les températures sont cependant un peu plus froides, et l'atmosphère est plus étendue parce que Saturne a une gravité de surface inférieure. Ainsi, les couches sont étirées sur une plus longue distance, cependant, les mêmes régions atmosphériques, nuages de condensation et réactions photochimiques que nous voyons sur Jupiter doivent être présents sur Saturne. Les vents sont également extrêmement forts sur Saturne, avec des vitesses allant jusqu'à 1800 kilomètres par heure mesurées près de l'équateur.
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Structure hexagonale au pôle nord de Saturne.
L'hexagone de nuages autour du pôle Nord de Saturne. -  Saturne possède dans sa région le plus septentrionale une structure de nuages très spéciale qui a mystifié les scientifiques : un motif hexagonal autour du pôle nord, qui tourne sur lui même en même temps que la planète tout en conservant la même structure depuis sa découverte par Voyager dans les années 1980.  Les six côtés de cet hexagone sont chacun plus longs que le diamètre de la Terre. Personne ne sait exactement pourquoi les nuages forment une telle structure, même si l'on comprend qu'il s'agit d'un mode particulier de dissipation de l'énergie, dont on a pu reproduire en laboratoire des exemples aux caractéristiques similaires. Les changements de couleurs de cette structure depuis sa découverte restent eux aussi mal compris. (Cette image a été prise par la sonde Cassini; elle montre à l'arrière-plan les anneaux de la planète. Les couleurs et le contraste ont été amplifiés).

L'atmosphère d'Uranus.
Contrairement à Jupiter et à Saturne, Uranus est presque entièrement dépourvue de caractéristiques, vue à des longueurs d'onde allant de l'ultraviolet à l'infrarouge. Les calculs indiquent que la structure atmosphérique d'Uranus devrait ressembler à celle de Jupiter et de Saturne, bien que ses nuages supérieurs (au niveau de pression de 1 bar) soient composés de méthane plutôt que d'ammoniac. Cependant, l'absence d'une source de chaleur interne ne permet pas les mouvements verticaux et conduit à une atmosphère très stable avec peu de structures visibles.

L'atmosphère de Neptune.
Neptune diffère d'Uranus par son apparence, bien que leurs températures atmosphériques de base soient similaires. Les nuages supérieurs sont composés de méthane, qui forme une fine couche nuageuse près du sommet de la troposphère à une température de 70 K et une pression de 1,5 bar. La plus grande partie de l'atmosphère au-dessus de ce niveau est claire et transparente, avec moins de brume que sur Uranus. La diffusion de la lumière du Soleil par les molécules de gaz confère à Neptune une couleur bleu pâle semblable à celle de l'atmosphère terrestre. Une autre couche de nuages, peut-être composée de particules de glace de sulfure d'hydrogène, existe sous les nuages de méthane à une pression de 3 bars.

Contrairement à Uranus, Neptune a une atmosphère dans laquelle exsitent des courants de convection, c'est-à-dire des courants verticaux de gaz  alimentés par la source de chaleur interne de la planète. Ces courants transportent du gaz chaud au-dessus du niveau des nuages de 1,5 bar, formant des nuages supplémentaires à des altitudes d'environ 75 kilomètres plus élevées. Ces nuages de haute altitude forment des motifs blancs brillants qui se détachent sur le bleu de l'atmosphère au-dessous d'eux. Voyager a photographié des ombres distinctes sur les sommets des nuages de méthane, permettant de calculer les altitudes des nuages élevés. 
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Nuage de Neptune.
Nuages d'altitude dans l'atmosphère de Neptune. - Ces nuages de cirrus étroits et brillants sont faits de cristaux de glace de méthane. À partir des ombres qu'ils projettent sur la couche de nuages plus épaisse en dessous, on a calculé qu'ils sont environ 75 kilomètres plus hauts que les principaux nuages.(Crédit : NASA / JPL)

Vents et météorologie.
Les atmosphères des planètes joviennes ont de nombreuses régions de haute pression et d'autres de basse pression. Tout comme sur Terre, l'air circule entre ces régions, créant des vents dont la circulation s'enroule ensuite par les effets d'inertie liés a rotation de la planète (accélération de Coriolis). En observant l'évolution des nuages sur les planètes géantes, il est possible de mesurer la vitesse des vents et suivre la circulation de leurs atmosphères.

Les mouvements atmosphériques observés sur ces planètes sont fondamentalement différents de ceux des planètes terrestres. Les planètes géantes tournent plus vite et leur rotation rapide a tendance à s'étaler en motifs horizontaux (est-ouest) parallèles à l'équateur. De plus, il n'y a pas de surface solide sous l'atmosphère contre laquelle les masses gazeuse en  circulation peuvent frotter et perdre de l'énergie (c'est ainsi que les tempêtes tropicales sur Terre formées sur les océans finissent par s'éteindre lorsqu'elles arrivent sur les continents).

Comme on l'a vu, sur toutes les planètes géantes sauf Uranus, la chaleur de l'intérieur apporte à peu près autant d'énergie à l'atmosphère que la lumière du Soleil en apporte de l'extérieur. Cela signifie que des courants de convection profonds d'air chaud ascendant et d'air froid descendant circulent dans les atmosphères des planètes dans le sens vertical.

Les principales caractéristiques des nuages visibles de Jupiter sont l'alternance de bandes sombres et claires qui s'étendent autour de la planète parallèlement à l'équateur. Ces bandes sont des caractéristiques semi-permanentes, bien qu'elles changent d'intensité et de position d'année en année. Du fait de la faible inclinaison de l'axe de Jupiter, on n'observe pas de variations saisonnières.

Plus fondamentaux que ces bandes sont les vents sous-jacents qui circulent dans l'atmosphère le long des parallèles et qui ne semblent pas changer du tout, même sur plusieurs décennies. À l'équateur de Jupiter, un jet stream s'écoule vers l'est avec une vitesse d'environ 90 m/s (300 km/h), similaire à la vitesse des jet streams dans la haute atmosphère terrestre. Aux latitudes plus élevées, il y a des courants atmosphériques qui se déplacent vers l'est et vers l'ouest, chaque hémisphère étant une image miroir presque parfaite de l'autre. Saturne présente un schéma similaire, mais avec un courant-jet équatorial beaucoup plus fort.
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Les vents des planètes géantes.
Vents sur les planètes géantes. - Cette image compare les vents des planètes géantesLa vitesse du vent (indiquée sur l'axe horizontal) et la direction du vent varient avec la latitude (indiquée sur l'axe vertical). Les vents sont mesurés par rapport à la vitesse de rotation initiale de chaque planète. Une vitesse positive signifie que les vents soufflent dans la même direction que la rotation interne de la planète, mais plus vite que celle-ci. Une vitesse négative signifie que les vents soufflent plus lentement que la rotation interne de la planète. Notez que les vents de Saturne se déplacent plus rapidement que ceux des autres planètes.

Les zones claires sur Jupiter sont des régions d'air ascendant couvertes de cirrus  d'ammoniac blancs. Ils représentent apparemment les sommets des courants de convection ascendants. Les ceintures plus sombres sont des régions où l'atmosphère plus froide se déplace vers le bas, complétant le cycle de convection; elles sont plus sombres parce que possédant moins de nuages d'ammoniac fermant la vue, nous pouvons voir plus profondément dans l'atmosphère, peut-être jusqu'à une région de nuages composés d'hydrosulfure d'ammonium (NH4SH).

Malgré les étranges saisons induites par l'inclinaison de 98° de son axe, la circulation de base d'Uranus est parallèle à son équateur, comme c'est le cas sur Jupiter et Saturne. La masse de l'atmosphère et sa capacité à stocker la chaleur sont si grandes que l'alternance de périodes de 42 ans d'éclairement par le Soleil et d'obscurité a peu d'effet. En fait, les mesures de Voyager montrent que la température atmosphérique est même de quelques degrés plus élevée du côté sombre de l'hiver que de l'hémisphère face au soleil. Ceci est une autre indication que le comportement de telles atmosphères de planètes géantes est un problème complexe que l'on ne comprend pas complètement.

La météorologie de Neptune est caractérisée par de forts vents d'est-ouest généralement similaires à ceux observés sur Jupiter et Saturne. Les vitesses de vent les plus élevées près de son équateur atteignent 2100 km/h, soit davantage que les vents de pointe sur Saturne. Le courant-jet équatorial de Neptune approche en fait des vitesses supersoniques (plus rapides que la vitesse du son dans l'air de Neptune).

Tempêtes géantes sur des planètes géantes.
Aux schémas de circulation atmosphérique réguliers que nous venons de décrire, se superposent de nombreux systèmes de perturbations météorologiques locales, analogues aux tempêtes que nous connaissons sur la Terre. Les plus importantes d'entre elles sont de grandes régions ovales de haute pression sur Jupiter  et Neptune.

La Grande Tache Rouge.
La plus grande et la plus célèbre des tempêtes de Jupiter est la Grande Tache Rouge, un ovale rougeâtre dans l'hémisphère sud qui change lentement; elle faisait 25 000 kilomètres de long lorsque le Voyager a visité le système jovien en 1979, mais elle n'était plus que 20 000 kilomètres à la fin de la mission Galileo en 2000. La tempête géante est présente dans l'atmosphère de Jupiter depuis que les astronomes ont pu l'observer pour la première fois après l'invention du télescope, il y a plus de 300 ans. Cependant, elle n'a cessé de rétrécir, faisant naître des spéculations selon lesquelles nous pourrions assister à sa disparition dans quelques décennies.

En plus de sa longévité, la tache rouge diffère des tempêtes terrestres en étant une région à haute pression; sur notre planète, ces tempêtes sont des régions où la pression est plus faible. La rotation dans le sens antihoraire de la Grande Tache Rouge a une période de six jours. Trois perturbations similaires mais plus petites (d'un diamètre, au demeurant, à peu près équivalent à celui de la Terre) se sont formées sur Jupiter dans les années 1930. Elles ressemblent à des ovales blancs, et l'une peut être vue clairement près de la Grande Tache Rouge. En 1998, le vaisseau spatial Galileo a permis d'observer deux de ces ovales entrer en collision et fusionner en un seul.

Nous ne savons pas ce qui cause la Grande Tache Rouge ou les ovales blancs, mais nous avons une idée de la façon dont ils peuvent durer longtemps après leur formation. Sur Terre, la durée de vie d'un grand ouragan ou d'un typhon océanique est généralement de quelques semaines, voire moins lorsqu'il se déplace sur les continents et rencontre des frictions avec la terre. Jupiter n'a pas de surface solide pour ralentir une perturbation atmosphérique; en outre, l'ampleur même des perturbations aide à leur pérennité. On peut peut calculer que sur une planète sans surface solide, la durée de vie de quelque chose d'aussi grand que la tache rouge devrait être mesurée en siècles, tandis que la durée de vie des ovales blancs devrait être mesurée en décennies, ce qui est à peu près ce que l'on constate.

La Grande tache sombre.
Malgré la taille plus petite de Neptune et la composition différente de ses nuages, Voyager a montré que cette planète possédait une structure atmosphérique étonnamment similaire à la Grande Tache Rouge de Jupiter. Il s'agissait de  la Grande Tache Sombre de Neptune qui mesurait près de 10 000 kilomètres de long. Sur les deux planètes, ces tempêtes géantes,  formées à 20° de latitude sud, avaient  la même forme et occupaient environ la même fraction du diamètre de la planète. La Grande Tache Sombre accomplissait sa rotation avec une période de 17 jours, contre environ 6 jours pour la Grande Tache Rouge. Cependant, lorsque le télescope spatial Hubble a examiné Neptune au milieu des années 1990, les astronomes n'ont trouvé aucune trace de la Grande Tache Sombre sur leurs images, qui ont montré cependant l'apparition d'une autre tache sombre, mais dans l'autre hémisphère.



André Brahic, De feu et de glace, planètes ardentes, Odile Jacob, 2010. -
"Les planètes géantes sont au coeur de notre histoire. Le chemin parcouru en une génération est immense. Les planètes géantes n'étaient pour nos ancêtres que des points de lumière dans le ciel. Elles se révèlent aujourd'hui dans leurs moindres détails : mondes merveilleux, agités d'énormes boules de gaz, embellis par un étonnant ballet d'anneaux et de lunes. En quelques décennies, nous en avons appris plus sur les planètes qu'au cours des quarante siècles qui ont précédé. Mais l'aventure ne fait que commencer. Avec ce livre, je vous invite à un voyage vers des destinations que nos petits-enfants pourront approcher et que leurs arrière-petits-enfants considéreront comme des étapes de l'Aventure humaine. " A. B. - Un livre exceptionnel qui, à la nouveauté et à la beauté des images, allie l'actualité la plus récente des découvertes scientifiques et le talent du conteur.

Thérèse Encrenaz, Les planètes géantes, Belin, 1999.

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