Les planètes géantes

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.
 

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.

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).

Caractéristiques générales

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. 
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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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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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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 atmosphères des planètes géantes

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 XIX^e 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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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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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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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 chercheurs ont développé un modèle atmosphérique unique qui correspond aux observations des deux planètes. Le modèle révèle que lui donne un ton plus clair que Neptune provient du fait qu'un excès de brume sur Uranus s'accumule dans son atmosphère stagnante et lente.

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 existent 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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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 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.

Les planètes géantes extrasolaires

Concrètement, la notion de planète géante extrasolaire renvoit à un objet dont la masse dépasse généralement une dizaine de masses terrestres et dont la structure est dominée par des éléments volatils. Les géantes les plus massives peuvent atteindre plusieurs fois la masse de Jupiter tout en conservant un rayon relativement comparable en raison de la compression gravitationnelle de leur intérieur. La frontière supérieure de cette catégorie est généralement située autour de treize masses joviennes, seuil auquel la fusion du deutérium peut temporairement s'amorcer dans les couches profondes. Au-delà commencent les naines brunes. La distinction entre ces deux familles repose également sur leur mode de formation, et demeure parfois difficile à établir uniquement à partir de la masse.

Les géantes extrasolaires les plus proches de Jupiter et de Saturne sont dominées par l'hydrogène moléculaire et l'hélium. Elles possèdent probablement un noyau central rocheux ou glacé entouré d'une immense enveloppe fluide dans laquelle la pression augmente progressivement jusqu'à plusieurs dizaines de millions de bars. À grande profondeur, l'hydrogène devient métallique, acquérant une conductivité électrique très élevée qui permet le fonctionnement d'une puissante dynamo magnétique. D'autres géantes, plus comparables à Uranus et Neptune, renferment une proportion beaucoup plus importante d'eau, d'ammoniac et de méthane sous forme de fluides supercritiques, auxquels s'ajoutent des silicates et des métaux concentrés vers le centre.

Les modèles de structure interne indiquent que ces planètes ne possèdent généralement pas de surface solide au sens terrestre du terme. Les couches atmosphériques se transforment progressivement en fluides de plus en plus denses jusqu'à devenir des océans d'hydrogène comprimé. Les transitions entre atmosphère, enveloppe et intérieur sont continues, sans frontière physique nette. Les pressions atteignent plusieurs dizaines de mégabars tandis que les températures peuvent dépasser vingt mille kelvins dans les régions centrales.

La formation des planètes géantes est principalement expliquée par deux mécanismes. Le premier, appelé accrétion du coeur, suppose qu'un noyau solide de plusieurs masses terrestres se forme d'abord par accumulation de planétésimaux. Lorsque ce noyau devient suffisamment massif, il attire rapidement l'hydrogène et l'hélium du disque protoplanétaire, déclenchant une phase d'accrétion gazeuse extrêmement rapide. Ce scénario explique bien la formation des géantes situées à quelques unités astronomiques de leur étoile.

Le second mécanisme repose sur l'instabilité gravitationnelle du disque protoplanétaire. Dans certaines conditions, les régions externes du disque deviennent gravitationnellement instables et se fragmentent directement en condensations massives donnant naissance à des planètes géantes sans étape préalable de noyau solide important. Ce mécanisme pourrait expliquer certaines géantes extrêmement massives observées à plusieurs dizaines, voire plusieurs centaines d'unités astronomiques de leur étoile.

Les observations montrent que les planètes géantes se forment préférentiellement autour d'étoiles riches en éléments plus lourds que l'hélium, phénomène connu sous le nom de corrélation métallicité-planètes. Une abondance élevée de silicium, de fer, de magnésium et d'autres éléments réfractaires favorise la croissance rapide des noyaux solides, augmentant ainsi les probabilités de former une géante avant la dissipation du disque gazeux. Cette corrélation constitue l'un des principaux arguments en faveur du modèle d'accrétion du coeur.

L'une des découvertes les plus surprenantes concerne les jupiter chauds. Ces planètes possèdent des masses comparables à celle de Jupiter mais orbitent à quelques centièmes d'unité astronomique seulement de leur étoile. Leur période orbitale peut être inférieure à deux jours terrestres et leur température dépasser 2000 K. Les modèles montrent qu'elles ne peuvent pas s'être formées à une telle proximité de leur étoile, où les températures étaient trop élevées pour permettre l'accrétion efficace des glaces. Elles auraient donc migré depuis les régions externes du disque protoplanétaire sous l'effet d'interactions gravitationnelles avec le gaz environnant ou avec d'autres planètes.

Cette migration planétaire représente aujourd'hui un élément fondamental de la théorie de la formation des systèmes planétaires. Les interactions gravitationnelles entre une planète géante et le disque gazeux produisent des échanges de moment cinétique qui modifient progressivement le demi-grand axe de l'orbite. Certaines planètes migrent lentement tout en restant intégrées au disque, tandis que d'autres connaissent des évolutions beaucoup plus complexes provoquées par les interactions entre plusieurs planètes géantes. Ces mécanismes expliquent en grande partie la diversité des architectures orbitales observées.

Les jupiter chauds présentent des propriétés atmosphériques très différentes de celles de Jupiter. Leur proximité avec leur étoile provoque un verrouillage gravitationnel, de sorte qu'une même face reste constamment éclairée. Les températures diurnes peuvent dépasser 2500 K tandis que la face nocturne demeure beaucoup plus froide. Cette différence thermique alimente des vents supersoniques pouvant atteindre plusieurs kilomètres par seconde, redistribuant une partie de la chaleur autour de la planète.

Les atmosphères de ces mondes extrêmement chauds renferment des espèces chimiques inhabituelles. Les observations spectroscopiques révèlent la présence de vapeur d'eau, de monoxyde de carbone, de dioxyde de carbone, de sodium, de potassium, de titane, de vanadium ou encore de métaux vaporisés comme le fer et le magnésium. Certaines géantes suffisamment chaudes présentent même des nuages constitués de gouttelettes de silicates liquides ou de particules d'oxyde d'aluminium, tandis que d'autres peuvent connaître des précipitations de fer liquide ou de corindon.

À des températures plus modérées apparaissent des nuages d'eau, d'ammoniac, d'hydrosulfure d'ammonium ou de méthane, analogues à ceux observés dans les atmosphères des géantes du Système solaire. La succession verticale de ces couches nuageuses dépend principalement de la température, de la pesanteur et de la composition chimique de l'atmosphère.

Les planètes géantes jeunes rayonnent encore une quantité importante de chaleur héritée de leur formation. Leur température intrinsèque peut largement dépasser celle imposée par le rayonnement stellaire, ce qui facilite leur observation directe dans l'infrarouge. Cette émission thermique décroît progressivement au cours de plusieurs centaines de millions d'années, mais demeure détectable pour les objets les plus massifs pendant des milliards d'années.

Le refroidissement interne entraîne également une contraction progressive de la planète. Au cours de cette évolution, l'énergie gravitationnelle libérée entretient une partie de la luminosité infrarouge. Ce processus est similaire à celui observé sur Jupiter et Saturne, qui rayonnent davantage d'énergie qu'ils n'en reçoivent du Soleil.

Les champs magnétiques des planètes géantes extrasolaires suscitent un intérêt croissant. Les modèles indiquent que les dynamos internes peuvent produire des magnétosphères bien plus étendues que celle de Jupiter. Ces champs influencent les interactions avec le vent stellaire, la stabilité des atmosphères supérieures et les émissions radio susceptibles d'être détectées depuis la Terre. Plusieurs campagnes d'observation tentent actuellement d'identifier ces émissions afin de mesurer directement l'intensité des champs magnétiques exoplanétaires.

L'étude des atmosphères constitue aujourd'hui l'un des domaines les plus dynamiques de la recherche. Les spectres obtenus lors des transits permettent d'identifier la composition chimique, la température, la pression et parfois même la présence de vents atmosphériques. Les observations en émission thermique renseignent sur la circulation globale, les contrastes entre les hémisphères diurne et nocturne et la distribution des nuages. Ces mesures fournissent des contraintes précieuses sur les modèles de dynamique atmosphérique en régime extrême.

Les géantes très proches de leur étoile subissent une intense irradiation ultraviolette susceptible de provoquer un échappement atmosphérique. Les couches supérieures chauffées se dilatent fortement et peuvent s'échapper dans l'espace sous la forme d'un vent planétaire. Certaines planètes présentent ainsi une vaste queue de gaz ionisé comparable à une queue cométaire. Ce phénomène contribue progressivement à réduire la masse de l'atmosphère, bien qu'il demeure généralement insuffisant pour transformer une véritable géante en planète rocheuse.

Toutes les planètes géantes ne sont cependant pas des jupiter chauds. Beaucoup évoluent à plusieurs unités astronomiques de leur étoile et ressemblent davantage aux géantes du Système solaire. Leur température plus faible favorise la condensation des glaces et le développement de systèmes nuageux complexes. Ces planètes sont souvent découvertes par imagerie directe ou grâce aux mesures de vitesses radiales sur de longues périodes.

Les systèmes multiplanétaires contenant plusieurs géantes offrent un aperçu précieux des processus dynamiques. Les interactions gravitationnelles entre planètes peuvent provoquer des résonances orbitales, des échanges de moment cinétique, des modifications d'excentricité et parfois des instabilités conduisant à l'éjection d'une planète hors du système. Ces mécanismes expliquent la présence d'orbites fortement excentriques, phénomène très atténué parmi les planètes géantes du Système solaire.

Parmi les exemples les plus célèbres figurent 51 Pegasi b (Pégase), premier Jupiter chaud découvert autour d'une étoile semblable au Soleil, HD 209458 b (dans la même constellation), première planète observée en transit et dont l'atmosphère a été étudiée en détail, HR 8799, remarquable système comprenant plusieurs géantes directement imagées, Beta Pictoris b (Peintre), jeune géante massive encore très chaude, ou encore WASP-121 b, remarquable par son atmosphère extrêmement chaude et la détection de métaux vaporisés.

Les observations indiquent également l'existence probable de satellites naturels autour de nombreuses planètes géantes extrasolaires. Bien qu'aucun exolune ne soit encore confirmé avec certitude, les modèles montrent que des systèmes comparables à ceux de Jupiter ou de Saturne devraient être fréquents. Ces satellites pourraient représenter des environnements potentiellement habitables lorsque la planète géante évolue dans la zone habitable de son étoile.

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.