Introduction 11 Les planètes joviennes et Pluton Nous poursuivons notre visite des planètes du système solaire avec les géantes gazeuses: Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Nous terminons avec Pluton, la planète la plus éloignée du Soleil. Continuer Page 1 sur 1 Objectifs du Chapitre 11 Objectifs du chapitre 11 c Décrire les caractéristiques des planètes joviennes et de Pluton d e f g Cliquez pour imprimer Yannick Dupont V2.0, été 2001 Page 1 sur 1 Chapitre 11 Jupiter Figure 11.1: Jupiter Animation 11.1: Révolution d'un satellite de Jupiter Jupiter est la plus grosse planète du système solaire. Son rayon est approximativement égal à 11 fois le rayon terrestre, et sa masse est de 318 fois celle de la Terre. C'est le Soleil, avec une masse 1000 fois plus grande que celle de Jupiter, qui détermine en premier lieu les orbites des différents objets du système solaire. Cependant Jupiter joue aussi un rôle important dans le système en modifiant les orbites des objets (particulièrement celles des comètes et des astéroïdes) qui passent dans son voisinage. Jupiter possède un champ magnétique qui occupe un volume (la magnétosphère) ayant un diamètre de l'ordre de cinq fois le diamètre du Soleil (ou cinquante fois le diamètre de Jupiter) et qui englobe les principaux satellites de la planète. La période de rotation du champ magnétique est 9 heures 56 minutes. Cette valeur correspond à la période de rotation de l'intérieur de la planète, d'où provient le champ magnétique. Cette rotation rapide cause un aplatissement aux pôles égal à 1/15 du diamètre de Jupiter. Jupiter a été visitée par six sondes automatiques. Pioneer 10 et 11 furent les premières, au début des années soixante dix, à traverser la ceinture d'astéroïdes située entre Mars et Jupiter et à atteindre la planète géante. Elles ont été suivies par Voyager 1 et 2 en 1979. Ces sondes ont reçu une poussée gravitationnelle de Jupiter qui leur a permis d'atteindre Saturne et même Uranus et Neptune dans le cas de Voyager 2 (récemment, les deux sondes Voyager ont détecté l'héliopause, c'est-à-dire la frontière entre la magnétosphère solaire et le milieu interstellaire, à plus de 50 U.A. du Soleil soit environ 8 milliards de kilomètres; Elles sont maintenant en route pour l'espace interstellaire). Une sonde spatiale plus sophistiquée, Galileo, est en orbite autour de Jupiter depuis décembre 1995. Finalement, la sonde Cassini a effectué un survol de Jupiter en décembre 2000 et Page 1 sur 8 Chapitre 11 poursuit sa route vers Saturne. Les observations accumulées depuis le passage de ces robots interplanétaires nous révèlent un tout nouveau visage de la planète géante et de ses satellites. Structure interne et atmosphère Jupiter n'a pas, comme les planètes terrestres, de surface solide. L'enveloppe externe est constituée d'une atmosphère gazeuse qui devient de plus en plus dense vers l'intérieur pour se transformer graduellement en liquide (mélange d'hydrogène et d'hélium). Plus vers l'intérieur, l'hydrogène se transforme subitement en liquide dit métallique (c'est-à-dire que les électrons se détachent des atomes d'hydrogène sous l'effet de la pression et se promène librement). Finalement, au centre, Jupiter posséderait un noyau constitué d'un mélange de roche et de glace (voir la Figure 11.2). Figure 11.2: La structure interne des planètes joviennes Comme il n'y a pas de surface solide, on définit conventionnellement le rayon de Jupiter comme le rayon de la couche de son atmosphère où la pression ambiante égale la pression atmosphérique terrestre; cette région se situe dans la couche de nuages de Jupiter. Cette couche a une épaisseur d'environ 100 km. L'atmosphère devient liquide quelques centaines de kilomètres plus bas. Alors que la Terre ne possède qu'une seule couche de nuages (constitués de vapeur d'eau), Jupiter possède, en raison de la température plus basse de son atmosphère, Page 2 sur 8 Chapitre 11 trois couches de nuages: une couche inférieure de nuages d'eau (H2O), une couche intermédiaire de nuages d'hydrosulfure d'ammonium (NH4SH), et une couche supérieure de nuages d'ammoniaque (NH3). Par ailleurs, alors que la distribution et le mouvement des nuages dans l'atmosphère terrestre sont plutôt chaotiques, l' atmosphère de Jupiter présente l'aspect d'une vingtaine de bandes parallèles à son équateur. Ces bandes de nuages se déplacent soit vers l'ouest soit vers l'est par rapport à l'intérieur de la planète, à des vitesses atteignant 200 et 400 km/hre respectivement (la rotation de la planète correspond à une vitesse de 45,000 km/hre à l'équateur). Les bandes de nuages adjacentes ont des vitesses alternativement vers l'est et vers l'ouest et on y observe des taches blanches, brunes ou rougeâtres. Certaines ne subsistent que quelques dizaines d'heures, mais on a observé quelques taches blanches durant des dizaines d'années. La grande tache rouge est un immense tourbillon, assez grand pour contenir deux ou trois fois la Terre, et semble exister depuis au moins trois cents ans. Les façons différentes dont les atmosphères de la Terre et de Jupiter sont chauffées semblent expliquer pourquoi la circulation des nuages apparaît si différente. L'atmosphère terrestre est chauffée principalement par le Soleil, et les régions équatoriales reçoivent plus de chaleur que les régions polaires; donc il se produit des déplacements nord-sud des masses d'air chaud et froid. Jupiter cependant émet dans l'espace 2.5 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. Ceci est dû au fait qu'étant une planète très massive elle contient encore en son intérieur une grande quantité de chaleur accumulée lors de sa formation. Pour cette raison l'atmosphère de Jupiter est chauffée surtout de l'intérieur et uniformément aux pôles comme à l'équateur, ce qui explique qu'il n'y a pas de circulation des nuages entre ces régions. Les satellites de Jupiter Jupiter possède 20 satellites connus. Les sondes spatiales Voyager ont aussi découvert que Jupiter possède un anneau qui est cependant beaucoup plus mince et étroit que le système d'anneaux de Saturne. Les satellites situés plus à l'extérieur sont probablement d'anciens astéroïdes qui ont été capturés par l'attraction gravitationnelle de Jupiter. Par ailleurs, les satellites qui sont situés plus près de la planète tournent dans le sens de la rotation de la planète sur des orbites circulaires proches du plan de l'équateur. Ces satellites se sont probablement formés en même temps que Jupiter et constituent autour de cette dernière un système solaire miniature. Parmi ces derniers, les satellites galiléens (Callisto, Ganymède, Europa, Io) sont les quatre plus gros satellites de Jupiter, ils furent découverts en 1610 par Galilée. Les satellites galiléens ont des masses comparables à celle de la Lune. Un peu de la même façon que les planètes qui sont plus près du Soleil sont plus petites, plus rocheuses et plus denses, on peut observer des différences entre ces quatre satellites selon leur distance à Jupiter. Les deux plus éloignés, Callisto et Ganymède, sont plus massifs mais moins denses que les deux plus proches, Europa et Io (a) (b). Callisto et Ganymède sont probablement composés à moitié de glace et à moitié de roches. Leur surface est marquée de cratères blanchâtres où la glace a été exposée par l'impact de météorites. Europa possède un coeur de roche plus important que Callisto et Ganymède mais elle est aussi recouverte d'une épaisse couche de glace dans Page 3 sur 8 Chapitre 11 laquelle on peut voir des stries provenant de fractures causées par l'expansion de l'eau au moment de sa congélation. Io, le satellite galiléen le plus près de Jupiter, possède une surface unique dans tout le système solaire. On n'y voit aucun cratère d'impact, mais plutôt un grand nombre de cratères volcaniques dont une douzaine étaient en éruption lors du passages des sondes spatiales Voyager. La surface est constamment renouvelée par l'activité volcanique et sa couleur orangée provient sans doute du soufre qui est éjecté de l'intérieur d'Io par les volcans. On croit que les forces de marées causées par Jupiter et les autres satellites galiléens, déforment et chauffent l'intérieur d'Io, ce qui serait à l'origine de son activité volcanique. Saturne Figure 11.3: Saturne Saturne est la deuxième plus grosse planète du système solaire. Elle a une masse égale à 92 fois celle de la Terre et elle est donc trois fois moins massive que Jupiter. Elle se trouve aussi deux fois plus loin du Soleil que Jupiter. Comme cette dernière, Saturne tourne très rapidement sur elle-même faisant une rotation en une dizaine d'heures. A cause de cette rotation très rapide, son diamètre équatorial est 10% plus grand que son diamètre polaire; c'est la planète la plus aplatie aux pôles. Puisque la masse de Saturne est plus faible que celle de Jupiter, sa force gravitationnelle est plus petite et son atmosphère est plus étendue. La couleur jaune de la couche nuageuse superficielle est probablement le résultat d'une chimie semblable à celle de Jupiter. L'atmosphère est par contre moins riche en hélium que celle des autres planètes joviennes; il est probable que cet élément ait coulé vers le centre de la planète depuis sa formation. Tout comme Jupiter, l'atmosphère de Saturne est formée de bandes parallèles qui se déplacent à grande vitesse. Cependant ces bandes ainsi que les taches ovales blanches et brunes (des zones turbulentes comme la grande tache rouge) sont difficiles a voir car l'atmosphère est recouverte d'un brouillard. Certains chercheurs croient qu'une fine pluie d'hélium tombe vers le centre de Saturne depuis plus de 2 milliards d'années, réchauffant la planète en libérant de l'énergie gravitationnelle. Saturne émet donc plus d'énergie dans l'espace qu'elle n'en reçoit du Soleil. La structure interne est semblable à celle de Jupiter mais la zone constituée d'hydrogène métallique est plus mince et le noyau rocheux plus gros (voir la Figure 11.2). La zone conductrice est le siège d'un intense champ Page 4 sur 8 Chapitre 11 magnétique qui s'étend à plus d'un million de kilomètres, englobant ainsi le système d'anneaux et les satellites les plus rapprochés. Le système d'anneaux de Saturne Les anneaux de Saturne en font la planète la plus spectaculaire du système solaire. Ils sont composés de petites particules glacées en orbite autour de la planète comme autant de petites lunes. La taille de ces particules varie de quelques fractions de millimètre jusqu'à quelques dizaines de mètres. Ces anneaux sont situés à l'intérieur de la limite de Roche qui représente la distance minimale d'approche d'un satellite d'une planète en deça de laquelle le satellite se désintègrerait par l'intermédiaire des forces de marée de la planète. Les passages successifs des sondes Voyager en 1980 et 1981, ont révélé une étonnante complexité de ce système d'anneaux. Les anneaux A, B et C (tels qu'observés de la Terre et présentés à la Figure 11.4) sont composés d'une multitude d'anneaux très fins causés par le mouvement des nombreuses lunes de Saturne. La division de Cassini est une région des anneaux où la densité des particules est très faible, probablement parce que les particules de cette région ont une période orbitale qui est précisément la moitié de la période du satellite Mimas. Ce satellite, par une combinaison complexe d'attraction et de résonnance gravitationnelles, attire les particules hors de la région. Figure 11.4: La structure des principaux anneaux de Saturne Page 5 sur 8 Chapitre 11 Figure 11.5: Les anneaux A, B, C et D Les satellites de Saturne Saturne possède au moins 30 satellites. Les principaux satellites de Saturne, comme ceux de Jupiter, tournent dans le même sens que le mouvement de rotation de la planète, sur des orbites circulaires situées dans le plan équatorial de la planète. Titan est le plus gros de ces satellites. C'est aussi le seul satellite dans le système solaire à posséder une atmosphère. Celle-ci est composée à 98% d'azote (N2) et elle est si dense qu'elle cache entièrement la surface du satellite. Les autres satellites de Saturne sont probablement composés en majeure partie de glace. Leur surface porte la trace d'un grand nombre de cratères de météorites mais aussi de fractures dues aux tensions engendrées par l'augmentation du volume interne des satellites lors du refroidissement et de la formation de la glace. Uranus et Neptune Uranus et Neptune sont respectivement à 20 et 30 unités astronomiques du Soleil, soit 2 et 3 fois plus loin que Saturne. Pour cette raison elles sont beaucoup moins bien connues que Jupiter et Saturne. Seule la sonde Voyager 2 est passée au voisinage de ces planètes; elle a frôlé Uranus en janvier 1986 et Neptune en août 1989. Vues de la Terre, ces deux planètes apparaissent comme de petits disques verdâtres. Uranus possède 21 satellites, parmi lesquels on retrouve Miranda dont la surface porte les marques d'une évolution complexe et probablement catastrophique. On y retrouve, en effet, des régions de plissements, de fractures ainsi que des zones d'impact météoritiques. On retrouve autour d'Uranus un système de 10 anneaux. Ces derniers, contrairement à ceux de Saturne, sont constitués de particules très sombres qui réfléchissent peu de lumière; ils sont donc difficiles à détecter. Tous les satellites et les anneaux d'Uranus sont en orbite dans le plan de son équateur, ce qui tend à montrer qu'ils se sont tous formés à partir du même nuage de gaz qui fut le précurseur de la planète. Un phénomène inconnu semble avoir perturbé la direction de rotation de ce nuage précurseur car le plan équatorial d'Uranus est presque exactement perpendiculaire au plan de son orbite autour du Soleil. Page 6 sur 8 Chapitre 11 Neptune possède 8 satellites dont deux, Néréïde et Triton, sont observables de la Terre. Ce dernier se déplace autour de Neptune sur une orbite rétrograde et se rapproche en spiralant de la planète. Il sera, en temps et lieu, détruit par la force de marée de Neptune. Sa surface est constamment modifiée par la présence de geysers de méthane qui gèle ensuite au contact du sol. Comme Uranus, Neptune est entourée de quatre anneaux de particules sombres; deux sont très étroits tandis que les deux autres sont larges et diffus. Bien qu'elles fassent partie des planètes géantes, Uranus et Neptune ont en fait des masses qui sont intermédiaires entre la masse de la Terre et celles de Jupiter et Saturne. Par exemple Jupiter possède environ 18 fois la masse de Neptune qui est elle-même 17 fois plus massive que la Terre. Comme Uranus a une masse égale à 14.5 fois la masse de la Terre, très proche de Neptune, on s'attend à ce que ces deux planètes se ressemblent beaucoup. Un modèle pour la structure interne de ces planètes serait un noyau rocheux à base de silicium et de fer, enveloppé d'un manteau liquide composé d'eau ( H2O ), d'ammoniaque (NH3) et de méthane (CH4), lui-même entouré d'une atmosphère d'hélium (He) et de méthane (voir la Figure 11.2). L'atmosphère d'Uranus est transparente et sans nuage tandis que celle de Neptune présente des bandes et des taches sombres comme celle de Jupiter. Pluton La planète Neptune fut découverte en 1846 après que son existence et sa position dans le ciel eurent été prédites pour expliquer les perturbations observées dans l'orbite d'Uranus. Comme une faible partie de ces perturbations restait inexpliquée après la découverte de Neptune, on tenta de prédire l'existence d'une autre planète. L'astronome Percival Lowell appela cette dernière la Planète X et se mit à sa recherche entre 1905 et 1915. Il tenta de convaincre d'autres astronomes de poursuivre ses recherches après sa mort. Clyde Tombaugh entreprit de poursuivre les recherches de Lowell et il découvrit la planète Pluton en 1930. Cependant on s'aperçut que Pluton, qui n'a que 0.002 fois la masse de la Terre, ne pouvait pas causer les perturbations dans l'orbite d'Uranus à partir desquelles Lowell avait fait ses calculs. Plus tard on s'aperçut que ces perturbations apparentes étaient dues à des erreurs dans certaines mesures de la position d'Uranus. La découverte de Pluton est donc simplement due à la recherche systématique et minutieuse de Tombaugh. Parce que l'orbite de Pluton est plus fortement elliptique que celle des autres planètes, la distance de Pluton au Soleil varie d'un facteur de 1.6. Ainsi, durant les années 1979 à 1999, Pluton était plus proche du Soleil que ne l'était Neptune à la même période. On a découvert en 1978 que Pluton possède un satellite, nommé Charon, qui tourne autour de Pluton avec la même période (6.39 jours) que celle de rotation de la planète. Ainsi, vu de Pluton, Charon semble être immobile dans le ciel. A cause de sa faible masse, de sa basse densité et de sa grande distance du Soleil, Pluton est probablement une boule de glace assez semblable aux satellites de Saturne et d'Uranus. Cependant, on a récemment mesuré la présence d'une atmosphère de méthane s'étendant à près de 200 km au dessus de sa surface, lui conférant ainsi le statut de vraie planète(?). Pluton nous réserve encore des surprises! Yannick Dupont Page 7 sur 8 Chapitre 11 V2.0, été 2001 Page 8 sur 8