Les quatre principaux satellites de Jupiter sont des planètes naines. Il s’agit de Io, Europe, Ganymède et Callisto. Ces satellites, placés sur des orbites presque circulaires et très proches du plan équatorial de Jupiter, ont été découverts par Galilée et Simon Marius en 1610. On les appelle les satellites galiléens.

* Les périodes de rotation des quatre satellites est égale à leur période de révolution, si bien qu'ils présentent toujours la même face à Jupiter. Une situation courante pour d'autres satellites, c'est
le cas notamment de la Lune qui, elle aussi, présente toujours le même hémisphère à la Terre.
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Les satellites galiléens de Jupiter : Ganymède, Callisto, Io et Europe.
Photographies prises par la sonde Galileo. Source : NASA.

• Callisto, composé aux deux-tiers de glace d'eau, est plus gros que Mercureet a une surface très ancienne, fortement cratérisée. C'est le seul de quatre satellites galiléens à ne pas manifester d'activité volcanique. L'aspect de sa surface (fractures, rides montagneuses, etc.) révèle cependant que ce corps est actif tectoniquement.

• Io, principalement composé de roche, a, au contraire, une surface extrêmement jeune, renouvelée par une activité volcanique intense. On a identifié sur cette planète naine plus de cent volcans, dont plusieurs actuellement en activité. Ce sont les rejets soufrés de ces volcans qui donnent à la surface de cet objet sa couleur unique.

• Europe, dans une situation intermédiaire a, comme Io, une taille équivalente à celle de la Lune. Sa surface de glace relativement lisse pourrait reconvrir un vaste océan liquide.

• Quant à Ganymède, qui est la plus grosse des planètes naines, c'est de la glace d'eau à 90%. On y observe des terrains anciens, mais aussi de grandes bandes plus jeunes, que l'on interprète comme le résultat de l'épanchement par de grandes fissures d'un matériau initialement liquide (eau et ammoniac) monté des profondeurs.
 

Les éclipses

Les satellites de Jupiter tournent de l'ouest à l'est (par analogie avec les planètes et la Lune) dans des plans presque exactement coïncident avec l'équateur de la planète, ou parallèles à ses bandes. L'équateur de la planète est incliné de 3° 5' 20" sur son orbite autour du Soleil, et par conséquent peu incliné sur notre écliptique. Il en résulte que les orbites des satellites se projettent pour nous suivant des lignes presque droites, le long desquelles ils paraissent osciller; tantôt passant en avant de Jupiter, et projetant alors sur son disque de petites taches d'ombre circulaires, visibles dans de bons télescopes; tantôt disparaissant derrière Jupiter, ou bien étant éclipsés par l'ombre qu'il projette. Ces éclipses ont procuré dans le passé des données exactes pour construire les tables des mouvements des satellites, en même temps qu'ils ont été employés comme signaux pour déterminer nos propres longitudes.

D'un autre côté, ces éclipses ne sont pas vues, comme celles de Lune, du centre des mouvements du corps éclipsé, mais d'une station éloignée et dont la situation par rapport au cône d'ombre est variable. Cette circonstance n'influe en rien sur les temps des éclipses, mais bien sur les conditions de leur visibilité, et sur les situations relatives apparentes de la planète et du satellite, lorsqu'il gagne et quitte l'ombre.

Soient S le Soleil, T la Terre dans son orbite T F G K,. J Jupiter, a b l'orbite de l'un des satellites. Le cône d'ombre aura son sommet au point X, très reculé au-delà des orbes de tous les satellites; et à cause de la grande distance du Soleil et de la petitesse de l'angle que son disque sous-tend à la surface de Jupiter, la pénombre ne s'étendra, dans les limites des orbes des satellites, qu'à une distance très petite de l'ombre, ce qui fait que nous négligeons de la représenter sur la figure.

Un satellite qui se meut de l'ouest à l'est, dans la direction des flèches, sera éclipsé lorsqu'il entrera dans l'ombre en a, mais non pas soudainement, parce qu'il a comme la lune un diamètre considérable, vu de la planète qui l'éclipse. Le temps écoulé depuis le premier déchet de sa lumière jusqu'à l'extinction totale, sera celui qu'il met à décrire autour de Jupiter un angle égal à son diamètre apparent, vu du centre de cette planète. Il sera même plus considérable, en raison de la pénombre, et la même remarque s'applique à l'émersion en b. Or, à cause de la différence de télescope à télescope et d'oeil à oeil, il n'est pas possible d'assigner l'instant précis du premier obscurcissement ou de l'extinction totale en a, pas plus que celui de la première illumination on de la complète récupération de lumière en b. En conséquence, une observation d'éclipse, qui ne s'appliquerait qu'à l'immersion ou à l'émersion, serait incomplète, et l'on n'en pourrait rien conclure avec précision, en théorie ni en pratique. Mais si la même personne observe, avec le même télescope, tant l'immersion que l'émersion, l'intervalle des temps donnera la durée de l'éclipse; et le milieu de cet intervalle correspondra exactement au milieu de l'éclipse, c'est-à-dire à l'instant où le satellite est dans la ligne S J X, en opposition avec le Soleil. Les intervalles des éclipses donneront les périodes synodiques des satellites.

Il est évident, d'après la seule inspection de la figure, que nous observons les éclipses à l'ouest de la planète, quand la terre est à l'ouest de la ligne SJ, c'est-à-dire avant qu'elle arrive en opposition avec Jupiter, et au contraire que nous les observons à l'est, lorsque la terre se trouve dans l'autre moitié, de son orbite, après l'opposition. Quand la Terre approche de l'opposition, la ligne visuelle approche de plus en plus de coïncider avec la direction de L'ombre, et les lieux apparents des éclipses sont de plus en plus voisins du corps de la planète. Lorsque la terre est en F ou en I, points déterminés par la condition que les lignes bF, al, touchent le corps de la planète, l'émersion ou l'immersion cessent d'être visibles, et, sur toute la longueur de l'arc FI, le commencement ou la fin de l'éclipse sont cachés par le disque de la planète. Quand la terre se trouve en G ou en H, l'immersion ou l'émersion disparaissent à leur tour, et, sur la longueur du petit arc G H, le satellite passe derrière le disque de la planète, sans qu'on puisse observer aucune phase de son éclipse.

Lorsque le satellite arrive en m, son ombre se projette sur le disque de Jupiter, et ce disque doit paraître traversé par une tache noire, jusqu'à ce que le satellite soit arrivé en n. Mais le satellite lui-même paraîtra en dehors du disque, jusqu'à ce qu'il atteigne une ligne menée de la terre T au bord oriental du disque, et il ne semblera le dépasser que lorsqu'il aura atteint une autre ligne menée pareillement au bord occidental. De cette manière, on voit que l'ombre précédera on suivra le satellite sur le disque, selon que l'éclipse arrivera avant ou après l'opposition. Lors des passages des satellites, qui peuvent être observés avec une grande précision à l'aide de forts télescopes, il arrive souvent, qu'on observe le disque comme une tache brillante sur une bande obscure; mais parfois, au contraire, il paraît comme une, tache obscure de dimensions plus petites que l'ombre. Ce fait curieux, observé par Schroeter et Harding, a conduit à la conclusion que certains satellites ont occasionnellement, à leurs surfaces proprement dites ou dans leurs atmosphères, des taches obscures d'une grande étendue. Nous disons d'une grande étendue; car les satellites de Jupiter, quelque petits qu'ils nous paraissent, sont en réalité des corps de dimensions considérables. (D'après J. Herschel, trad. 1834).