Jupiter, le Maître des dieux

Composition de l'atmosphère (II)

La composition de l'atmosphère jovienne est plus complexe et différente de ce que l'on avait imaginé suite à l'analyse des mesures effectuées par les sondes Pioneer 10 et 11 en 1973. Grâce aux mesures effectuées par la sonde Galileo en 1995 et 2003 puis par Juno depuis 2016, nous savons aujourd'hui que dans les 150 premiers kilomètres, l'eau est beaucoup moins abondante que prévu de même que l'oxygène (combiné à l'hydrogène) qui n'est plus deux fois plus abondant que celui du Soleil mais plutôt moins concentré que dans le Soleil. La densité et la température de la couche supérieure de nuages est également plus élevée que prévu.

A gauche, structure générale de Jupiter. Les structures nuageuses (ceintures, zones, taches, festons, etc.) composées de matière organique ou azotée se regroupent dans les trois couches supérieures dont l'épaisseur totale ne dépasse pas 100 km. Plus bas l'hydrogène domine mélangé à un peu d'hélium. Au centre, composition chimique de l'atmosphère de Jupiter vers 100 km de profondeur, au niveau ~12 bar, relevé par Galileo à partir des données du spectromètre de masse. A droite, profil vertical de l'atmosphère de Jupiter. Il est probable que ces modèles seront affinés suite aux nouvelles données enregistrées par la sonde spatiale Juno. Documents NASA/JPL, NASA/MSFC et NASA/Prentice Hall adaptés par l'auteur.

Mais même les données de Galileo peuvent être trompeuses car on s'est par exemple rendu compte que la sonde plongea dans l'atmosphère de Jupiter dans une zone relativement peu nuageuse et probablement la plus chaude en cette époque de l'année, faussant quelque peu les mesures physiques et chimiques.

Quoi qu'il en soit, la sonde Galileo confirma que 90% du volume (le nombre d'atomes) de Jupiter se compose d'hydrogène et ~10% d'hélium soit en masse, 75% d'hydrogène moléculaire (H₂) et 24% d'hélium (contre 28% d'hélium pour le Soleil). C'est une proportion qu'on retrouve également dans beaucoup d'exoplanètes gazeuses géantes, y compris les mini-Neptunes.

Selon Richard Young du Centre Ames de la NASA, l'abondance révisée de l’hélium indique que l'attraction de l'hélium vers le centre de Jupiter ne s'est apparemment pas produite aussi rapidement que sur Saturne, où le rapport He/H n'est que de 6%. Ceci confirme que l'intérieur de Jupiter est beaucoup plus chaud que celui de Saturne.

A consulter : NASA Galileo Legacy (1995-2003)

Le sommet de l'atmosphère jovienne contient surtout de l'ammoniac (NH₃) et du méthane (CH₄). Quelques molécules organiques ont été décelées, telles l'éthane (C₂H₆) et l'acétylène (C₂H₂). D'autres molécules existent en petites quantités : la phosphine (PH₃), la vapeur d'eau et des traces d'éléments radioactifs (deutérium, carbone-13). Ces éléments organiques et phosphorés contribuent à donner à l'atmosphère une coloration jaune-rougeâtre.

La présence d'éléments lourds - nécessitant une atmosphère froide - et la présente de molécules organiques complexes dans son atmosphère témoignent que Jupiter ne s'est pas formé comme le Soleil ni près du Soleil comme les planètes telluriques. Jupiter se serait formé dans une zone reculée et froide du système solaire et aurait connu une période de collisions intenses avec des astéroïdes et des comètes qui lui auraient apporté toute l'eau et les atomes lourds qu'il contient. En fait c'est toute la théorie de la formation du système solaire qui doit être revue suite aux découvertes faites par les missions Ulysse, Galileo et Juno notamment.

A voir : Shallow Lightning on Jupiter (animation), NASA, 2020

Illustration artistique de l'aspect tumultueux que pourrait avoir l'atmosphère supérieure de Jupiter à hauteur des trois couches (ceintures et zones) visibles depuis la Terre. Cette vue oblique montre l'alternance des couches turbulentes et des zones d'éclaircies plus sèches entre les niveau 0.1 et 12 bar soit entre 0 et 100 km de profondeur. Au sommet de la troposphère (altitude 0 km et pression de 0.1 bar) se trouve une couche de brume photochimique (visible en gris-bleu ciel à travers les échancrures) puis on pénètre dans une zone d'éclaircie. Entre environ 20 et 40 km de profondeur se trouve la première couche de nuages d'ammoniaque (les grandes strates blanches au milieu) suivie par une nouvelle zone claire plus sèche. Ensuite, entre environ 60 et 70 km de profondeur apparaît la deuxième couche constituée de nuages d'hyposulfite d'ammonium (représentée en bleu foncé-mauve) suivie par une nouvelle zone claire. Enfin, entre environ 80 et 100 km de profondeur se trouve la troisième couche constituée de nuages ordinaires de glace d'eau (les longs nuages effilochés et striés gris en haut de l'image). En fonction de l'instabilité, des phénomènes atmosphériques peuvent apparaître comme des formations cumuliformes, des éclairs, des orages, des tornades, y compris des halos, des arcs-en-ciel, etc. A partir de ~80 km de profondeur, la température devient positive et la pression dépasse 5 bars. On trouve un mélange d'hydrogène gazeux et d'hélium mêlé à des nuages et des brumes de méthane, d'ammoniaque et d'eau (en orange au bas de l'image et près de l'horizon). Document T.Lombry.

L'analyse de la trajectoire des sondes spatiales Pioneer 10 et surtout Galileo qui plongea jusqu'à 150 km sous la couche supérieure de nuages confirme qu'il n'existe aucune inhomogénéité dans l'atmosphère jovienne. Celle-ci ne présente donc pas de surface solide mais bien une gradation constante vers un état solide central.

Grâce à Juno qui survola Jupiter à moins de 5000 km de la couche nuageuse supérieure, les planétologues ont identifié des régions climatiques jusqu'au niveau 100 bar dominées par des formations nuageuses riches en ammoniac dont la structure rappelle celle des cellules de Hadley qu'on trouve sur Terre (cf. la météorologie) mais beaucoup plus grandes et s'étendant plus en profondeur. On y reviendra à propos des "points chauds".

Le sommet de l'atmosphère de Jupiter est constitué de trois couches nuageuses de composition différentes entrecoupées de zones "d'éclaircies". Une première couche de nuages s'étend sur 8 km et se compose de cristaux d'ammoniac, semblables à nos cirrus. Après avoir traversé une zone plus claire, sèche, constituée de gaz diffus, la sonde Galileo découvrit juste sous celle-ci la couche sombre des bandes, composée en surface d'hydrogène moléculaire et d'hélium mêlés à de l'ammoniac. Cette couche s'étend sur 40 km et se compose en profondeur de cristaux d'hyposulfite d'ammonium (NH₄SH). Elle laisse entrevoir de temps en temps une couche inférieure claire qui se compose d'une quantité plus importante de cristaux de glaces et d'eau.

Plus bas, vers 80 km de profondeur, où la température est celle d'une agréable pièce de séjour, des gouttelettes d'eau se trouvent en suspension. A 150 km de profondeur la NASA perdit le signal de la sonde Galileo qui brûla dans l'atmosphère jovienne.

A un niveau plus profond, vers 1000 km, la situation devient infernale avec une température de 2000°C et une pression de 5000 bars. Dans ces conditions, on suppose que les échanges thermiques doivent engendrer des vents violents, y compris des courants convectifs et des ascendances, et former d'immenses vortex dont la vorticité est alimentée par la force de Coriolis. Il est possible que certains vortex qu'on aperçoit en surface proviennent de ces profondeurs. On y reviendra à propos de l'origine de la Grande Tache Rouge.

L'hydrogène métallique liquide et la superionicité

Vers 3000 km, la température est de 5500°C, similaire à celle qui règne dans le noyau de la Terre et plus élevée que sur la surface du Soleil. La pression atteint 100000 bars (98682 atmosphères ou 10 GPa) ! A présent l'hydrogène et l'hélium sont tellement denses qu'ils se liquéfient. Selon le modèle calculé par Hubbard, vers 25000 km de profondeur, on peut à proprement parler de planète "liquide".

En traversant les couches denses de l'atmosphère en direction du noyau, sous une pression qui atteint 4 millions de bars et une température de 11000°C, l'hydrogène change d'identité et subit une transition de phase : les liaisons covalentes des molécules d'hydrogène se brisent et le gaz devient un métal. L'hydrogène métallique liquide est constitué de protons (hydrogène ionisé) et d'électrons (à l'image de l'intérieur du Soleil, mais à un niveau de température bien moins élevé). Cette matière fluide est conductrice d'électricité et est à la source du champ magnétique de Jupiter. Un processus similaire se produit dans le noyau de Saturne. A cette profondeur se trouve encore un peu d'hélium et des traces de glaces (eau, méthane, etc).

A gauche, l'altitude des couches nuageuses supérieures est corrélée avec la couleur des nuages : les nuages rouges sont les plus élevés suivis par les nuages bruns et blancs tandis que les nuages bleus sont les plus profonds. Au centre, une photographiée dans le proche infrarouge prise par la sonde spatiale Galileo, nous permet d'évaluer la hauteur des formations dans la région de la Grande Tache Rouge. En fonction de l'absorption sélective de la lumière, les couleurs ont été arbitrairement attribuées et accentuées. Les nuages de méthane de haute altitude sont représentés en rouge (886 nm), les nuages moyens en vert (732 nm) et les nuages bas en bleu (757 nm). Leur couleur détermine leur altitude : les régions roses sont des brumes de haute altitude, les zones blanches des nuages épais élevés tandis que les zones bleues ou noires sont les plus profondes. La Grande Tache Rouge apparaît ainsi surélevée par rapport au milieu ambiant de même que certains petits nuages situés au nord-est et au nord-ouest à l'instar des nuages d'orage que l'on connaît sur Terre. Des mesures préliminaires indiquent que ces nuages isolés culminent à plus de 30 km au-dessus de la couche nuageuse. Photographies réalisées par Galileo respectivement le 10 février 1997 et le 26 juin 1996. A droite, une image en fausses couleurs d'une région de festons proche d'une petite tache blanche (WOS) photographié en UV et proche IR le 26 juin 1997 par Galileo à 1.2 million de kilomètres de distance. Documents Galileo et NASA/JPL.

L'hydrogène métallique est un état que nous ne connaissons pas sur Terre. Les rares expériences faites à ce sujet depuis 1996 et notamment en 2017 n'ont pas convaincu tous les scientifiques. Pour mieux comprendre ce phénomène, dans un article publié dans la revue "Nature" en 2020, Bingqing Cheng de l'Université de Cambridge et ses collègues ont utilisé l'intelligence artificielle pour imiter les interactions entre les atomes d'hydrogène, afin de surmonter les limites des calculs de mécanique quantique.

Selon Cheng, "Nous sommes parvenus à une conclusion surprenante et avons trouvé des preuves d'une transition moléculaire vers atomique continue dans le fluide d'hydrogène dense, au lieu d'une transition de premier ordre." La transition est fluide car le "point critique" associé est masqué.

Les points critiques sont omniprésents dans toutes les transitions de phase entre fluides : toutes les substances pouvant exister en deux phases ont des points critiques. Un système ayant un point critique exposé, comme celui pour la vapeur et l'eau liquide, a des phases clairement distinctes (cf. le diagramme de la courbe d'état de l'eau). Cependant, lorsque l'hydrogène fluide est dense, au point critique caché, il peut se transformer progressivement et en continu entre les phases moléculaire et atomique. De plus, ce point critique caché induit également d'autres phénomènes inhabituels, notamment des maxima de densité et de capacité thermique.

La découverte de la transition continue offre une nouvelle manière d'interpréter les contradictions observées au cours des expériences sur l'hydrogène dense. Cela implique également qu'il existe vraisemblablement une transition douce entre les couches isolantes et métalliques dans les planètes géantes gazeuses.

Notons que cette étude ne serait pas possible sans combiner l'IA (l'apprentissage automatique), la mécanique quantique et la mécanique statistique. Sans aucun doute, cette approche permettra à l'avenir de découvrir plus d'informations physiques sur les systèmes à hydrogène.

Les chercheurs ont ensuite tenté de répondre aux nombreuses questions ouvertes concernant le diagramme de phase solide de l'hydrogène dense.

En 1988, Pierfranco Demontis déclara : "La glace devient un conducteur d'ions rapides à haute pression et à haute température", mais sa prédiction est restée une hypothèse pendant 30 ans. Finalement, l'existence de la glace d'eau superionique fut vérifiée expérimentalement en 2018.

Cette phase exotique de l'eau se produit à plus de 1500-1700°C et au moins 7.2 GPa de pression où on commence à observer une phase précurseur de la superionicité (qui se produit vers 12 GPa). Dans ces conditions, la liaison de l'hydroxyle O-H s'affaiblit. Dans les profondeurs de Jupiter (et de Saturne) où règnent des températures et des pressions de cet ordre, les molécules d'eau sont brisées et les ions d'hydrogène qui ne sont rien d'autres que des protons sont mobiles. Ils transportent donc de l'électricité et sont conducteurs. Ce phénomène de superionicité expliquerait la puissance du champ magnétique de Jupiter et de Saturne.

Notons que cette phase de superionicité existerait également dans le manteau inférieur profond de la Terre composé d'oxydes métalliques hydratés.

Températures dans la haute atmosphère

Concernant la température des différentes formations nuageuses, les photographies prises par le VLT en infrarouge montrent que les ceintures sont plus brillantes et donc plus chaudes que les zone claires et de manière générale, les taches sombres ou claires sont froides à l'exception de certains courants périphériques où la matière plonge dans les profondeurs et se réchauffe. Enfin, le coeur de certains festons est également plus chaud que le coeur des taches sombres.

Les observations ont révélé que la couleur la plus rouge de la Grande Tache Rouge correspond au cœur chaud à l’intérieur du système anticyclonique mais le coeur reste néanmoins plus froid que la périphérie comme on le voit sur les images infrarouge ci-dessous. On reviendra en détails sur la Grande Tache Rouge.

Les images prises par Galileo et Juno montrent aussi des bandes sombres en bordure de la Grande Tache Rouge où les nuages et le gaz descendent à l’intérieur des régions plus profondes de la planète. Comparées aux images infrarouge, on constate qu'à ces endroits la température est aussi plus élevée. Ces observations permettent aux scientifiques de mieux comprendre le système de circulation des vents autour de la Grande Tache Rouge

Photographies de Jupiter prises le VLT en infrarouge. On constate que les ceintures sombres situées plus en profondeur sont plus chaudes que les zones claires situées environ 20 km plusn haut et qu'autour des taches sombres certaines parties extérieures plongeant dans les profondeurs sont chaudes tandis que le coeur est froid. Le document en haut à droite pris à 8.6 microns indique en bleu ou sombre les zones plus froides et sans nuages d'altitude, en orange les zones chaudes et nuageuses. A cette longueur d'onde on observe également les variations d'opacité des différentes couches. Documents ESO/VLT (2016), ESO/VLT (2016) et ESO/VLT (2010).

Selon William B. Hubbard de l'Université d'Arizona qui analysa le profil de la température intérieure de Jupiter, les zones claires qui forment la partie supérieure de la couche nuageuse se situent au niveau 100 mb et présentent une température de -160°C. Les zones claires sont 9° plus froides que les ceintures sombres et se situent à une altitude supérieure d'environ 20 km à celle des bandes colorées, phénomène qui peut s'expliquer par des courants ascendants. Ensuite, quelques kilomètres plus bas, au niveau 1 bar la température est de -108°C et la densité de 0.16 soit 6 fois inférieure à celle de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer.

Les points chauds (hot spots)

La sonde spatiale Juno a collecté des données sur l'intérieur de Jupiter depuis juillet 2016. Certaines de ses dernières découvertes concernent les "hot spots" ou "points chauds" de l'atmosphère jovienne.

En 1995, les informations renvoyées par la sonde saptiale Galileo lors de sa descente vers Jupiter ont bouleversées nos connaisances : l'atmosphère dans laquelle elle plongea était beaucoup plus dense et plus chaude que les scientifiques ne l'avaient prévu. Les nouvelles données de Juno suggèrent que ces "points chauds" sont effectivement beaucoup plus vastes et plus profonds que prévu. Ces découvertes firent l'objet d'une conférence virtuelle organisée le 11 décembre 2020 par l'Union Géophysique Américaine (AGU) dont voici le résumé (PDF).

A gauche, coupe verticale dans l'atmosphère de Jupiter révélant le gradient de température et les remontées de courants chauds dans la ceinture équatoriale nord ou NEB. A droite, une planisphère avec la localisation d'une série de sept "hot spots" ou points chaud (les zones sombres) périodiquement distancés dans la NEB qui sont autant d'ouvertures sur les régions profondes de Jupiter. Documents NASA-GSFC.

L'un des mystères de longue date que Juno aborda découle de 57m36s de données que Galileo envoya le 7 décembre 1995. Lorsque les données transmises par la sonde spatiale indiquaient un environnement sec et venteux, les scientifiques furent surpris et estimèrent que la sonde se trouvait dans un des points chauds relativement rares de l'atmosphère de Jupiter, des "déserts" atmosphériques locaux qui traversent la région équatoriale nord de la planète géante. En fait, les résultats de l'instrument micro-ondes de Juno (MWR) indiquent que c'est toute la ceinture équatoriale nord (NEB, cf. page 1) - une large bande cyclonique brune qui entoure la planète juste au-dessus de l'équateur de Jupiter comme on le voit ci-dessus - qui est généralement très sèche.

Les chercheurs en déduisent que les points chauds ne sont peut-être pas des "déserts" isolés, mais plutôt des fenêtres sur une vaste région de l'atmosphère de Jupiter qui serait plus chaude et plus sèche que d'autres régions. En effet, les données haute résolution de Juno montrent que ces points chauds sont associés à des ruptures dans la couverture nuageuse de la planète, offrant un aperçu de l'atmosphère profonde de Jupiter. Elles montrent également que les points chauds sont entourés de nuages et de tempêtes actives qui sont le siège des décharges électriques qui se manifestent en haute altitude découvertes par Juno et connues sous le nom de "shallow lighting" ou "éclairs peu profonds". Ces décharges se produisent dans la partie supérieure froide de l'atmosphère de Jupiter lorsque l'ammoniac se mélange à l'eau et sont l'une des pièces de ce puzzle.

A gauche, un gros plan sur un "point chaud" ou "hot spot". A droite, la structure des nuages entourant ces points chauds dans lesquels la sonde spatiale Juno a détecté des éclairs peu profonds et des grêlons "mushballs". Consulter également la vidéo ci-dessous pour une animation sur le sujet. Documents NASA-GSFC adaptés par l'auteur.

Pour étudier la dynamique des points chauds, les scientifiques ont réalisé des animations à partir d'images prises en 2000 par Cassini. Les films apportent de nouvelles preuves que les points chauds de Jupiter sont créés par un phénomène atmosphérique connu sous le nom d'onde de Rossby comme on en trouve sur Terre (cf. les masses d'air). Alors que l'onde oscille de haut en bas dans l'atmosphère de Jupiter comme un cheval sur un manège, elle déplace l'air froid, créant des trous dans les nuages. Il en résulte une ligne de poches d'air chaud sans nuages, les points chauds, visibles tout autour de la planète, comme illustré ci-dessous.

L'animation présentée ci-dessous emmène le spectateur dans une grande tempête qui se développe dans la haute atmosphère de Jupiter, où des éclairs peu profonds sont visibles, et où se forme ce que les chercheurs appellent une "mushball" - une grêle spéciale formée d'eau ammoniaquée partiellement liquide entourée d'une croûte solide d'eau glacée. L'animation suit ce grêlon d'eau ammoniaquée pâteuse (représentée en vert) s'enfoncer dans l'atmosphère, accumulant de la glace d'eau. Lorsque l'eau et l'ammoniac sont combinés, la mushball n'est plus détectable par l'instrument à micro-ondes de Juno. En 10 à 60 minutes environ (selon leur taille), ces grêlons s'alourdissent et tombent dans les couches profondes de Jupiter situées sous les couches nuageuses ​​d'eau, créant une vaste région appauvrie en ammoniac et en eau.  Lorsque ces grêlons fondent et s'évaporent entre 50 et 80 km de profondeur sous une pression de 5 à 10 bars, l'ammoniac et l'eau repassent à l'état gazeux et sont à nouveau détectables par Juno.

A voir : Jupiter "Mushball", NASA Juno

L'existence d'une onde de Rossby (la courbe jaune) explique la formation des points chauds (régions rouges à droite) dans la NEB de Jupiter. Documents NASA-GSFC adaptés par l'auteur.

Selon Tristan Guillot, co-chercheur de l'équipe Juno à l'Université Côte d'Azur à Nice, les modélisations prédisent que ces mushballs pourraient atteindre environ 10 cm de diamètre, peser jusqu'à 1 kg et atteindre des vitesses allant jusqu'à 700 km/h pendant leur chute.

La chaleur de Jupiter

Jupiter présente un albedo de 0.52 (il réfléchit 52% de la lumière solaire) et il reçoit moins de 4% de l'énergie solaire qui tombe sur Terre. Selon les modèles, dans ces conditions la haute atmosphère devrait théoriquement être à -70°C. Or depuis les premières observations de Jupiter en infrarouge faites depuis la Terre et surtout grâce aux missions spatiales à la fin des années 1970 et début des années 1980, on a constaté que les nuages d'altitude ont une température 20° plus élevée que celle de l'atmosphère en équilibre du modèle théorique, -148°C au lieu de -168°C et augmente avec l'altitude. Quant aux latitudes basses de Jupiter, leur température devrait être de -110°C mais elles sont à 325°C. Reste aussi à comprendre comment une source de chaleur ne réchauffe pas seulement une région de la planète, mais toute la haute atmosphère ?

Enfin, grâce au télescope Keck II d'Hawaï, à partir de 2016 les astronomes ont découvert que vers 1000 km au-dessus des nuages de Jupiter, la température atteint 700°C. Sur Terre la température diminue à mesure que l'on monte dans l'atmosphère.

Ce problème de température a été surnommé la "crise énergique" des planètes géantes car il concerne aussi Saturne, Uranus et Neptune et est resté irrésolu pendant 50 ans.

Les planétologues ont finalement découvert que deux phénomènes entretiennent la chaleur de Jupiter.

La chaleur du noyau

Cette variation adiabatique inversée de la température qui réchauffe les nuages de quelques dizaines de degrés s'explique par le mécanisme de Kelvin-Helmholtz déjà évoqué à propos des étoiles T Tauri et est lié à la libération d'énergie du noyau. En effet, à l'inverse de la Terre dont la chaleur et les vents sont induits par les effets du Soleil, c'est la chaleur interne dégagée par Jupiter qui est à l'origine des courants atmosphériques. Jupiter se refroidissant, sa pression interne diminue mais étant donné sa masse élevée, il la compense en contractant son noyau à raison de quelques millimètres par an, l'excès d'énergie gravitationnelle étant converti sous forme de chaleur qui remonte à travers le manteau d'hydrogène métallique jusqu'au sommet de l'atmosphère.

Jupiter libère 2.5 fois plus d'énergie qu'il n'en reçoit du Soleil. Ceci explique aussi les courants ascendants chauds qui existent en permanence dans sa troposphère. Saturne présente le même phénomène.

La nucléosynthèse stipule que si la masse de Jupiter avait été au moins 60 fois supérieure, il aurait brillé comme une étoile. Mais son noyau n'est porté qu'à 30000°C, loin des millions de degrés indispensables aux réactions thermonucléaires et supporte une pression d'environ 100 millions d'atmosphères. Il est en fait une pseudo-étoile, une étoile "ratée" qui n'a pas trouvé la matière nécessaire pour amorcer les réactions thermonucléaires de fusion.

Les ondes de chaleur

Un second phénomène inattendu réchauffe l'atmosphère de Jupiter : les ondes de chaleur produites par les aurores. En effet, l'équipe de James O'Donoghue de la JAXA a découvert une vague ou onde de chaleur de 700°C, s'étendant sur 130000 km soit 10 fois le diamètre de la Terre dans l'atmosphère de Jupiter (cf. JAXA, 2021; Europlanet Science Congress, 2022).

A voir : A planetary-scale heat wave in Jupiter's upper atmosphere, sent by the aurora

Temperature changes in Jupiter's upper atmosphere due to the aurora, JAXA

Deux images infrarouge obtenues respectivement en 2021 (gauche) et 2022 (droite) montrant les températures atmosphériques de Jupiter à 1000 kilomètres au-dessus du sommet des nuages superposée à une photo visible du globe pour la mise en contexte. La luminosité correspond à la température. On constate que la région polaire où se forment les aurores est la plus chaude et que les aurores semblent générer des vagues ou ondes de chaleur atteignant 700°C. Ces ondes se propagent jusqu'au-delà de l'équateur sur plus de 130000 km à des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par heure. Voir également les vidéos ci-dessus. Documents J.O'Donoghue et al. (2021) et J.O'Donoghue et al. (2022) et NASA/ESA/HST (image visible).

A l'inverse des aurores terrestres qui sont transitoires et ne se produisent que lorsque l'activité solaire est intense, les aurores de Jupiter sont permanentes et ont une intensité variable. Sur Jupiter, vers 1000 km au-dessus du sommet des nuages, ces puissantes aurores peuvent chauffer la région autour des pôles à plus de 700°C. Grâce à des vents globaux, cette chaleur peut ensuite être redistribuée tout autour de Jupiter.

O'Donoghue et ses collègues ont découvert que ces ondes de chaleur se forment juste en dessous de l'arc auroral et se déplacent vers l'équateur à une vitesse de plusieurs milliers de kilomètres par heure.

L'onde de chaleur est probablement déclenchée par une impulsion de plasma de vent solaire affectant le champ magnétique de Jupiter qui stimule le chauffage auroral et force les gaz chauds à se dilater et à se propager vers l'équateur. On reviendra sur le champ magnétique de Jupiter et sur les aurores (voir page 3).

Selon O'Donoghue, "Alors que les aurores fournissent en permanence de la chaleur au reste de la planète, ces évènements d'ondes de chaleur représentent une source d'énergie supplémentaire et importante. Ces découvertes ajoutent à notre connaissance de la météo et du climat de la haute atmosphère de Jupiter, et sont d'une grande aide pour tenter de résoudre le problème de la "crise énergétique" qui afflige la recherche sur les planètes géantes."

Un noyau flou

Le noyau de Jupiter est d'une nature incertaine. Il est légèrement plus volumineux que la Terre. Sa température est d'environ 20000°C mais elle est nettement insuffisante pour amorcer les réactions nucléaires de fusion à l'image de celles qui illuminent le Soleil.

Des études gravimétriques récentes (cf. APS March Meeting 2019) basées sur les données recueillies par les missions spatiales Cassini et Juno indiquent que le noyau contient au moins 90% en masse d'hydrogène et d’hélium et représente plus de 10 M. Toutefois les éléments lourds ne seraient pas concentrés dans le noyau mais mélangés à l'hydrogène qui l'enveloppe dont l'essentiel se présente sous la forme d'un liquide métallique.

Le planétologue David J. Stevenson du Caltech étudie l'atmosphère de Jupiter et les modèles du géant jovien depuis qu'il a reçu sont Ph.D de l'Université de Cornell en 1976 (cf. D.J.Stevenson et E.E.Salpeter, 1976). Dans un article publié en 2017, Ravit Helled et David Stevenson ont suggéré que le noyau des planètes géantes (Jupiter en Saturne) est un noyau "flou" (fuzzy).

Comme Stevenson l'explique dans une présentation faite à l'Université du Michigan en 2014 (cf. ce PDF), comme on le voit à gauche, le noyau des planètes géantes gazeuses n'aurait pas été clairement défini lors de l'accrétion car les températures d'accrétion prédisent que les planétésimaux entrant vont se briser et se dissoudre dans l'enveloppe planétaire. Cela se produit lorsque le noyau atteignit 1 M sous une température de ~4000 K. Le noyau est encore moins défini car la convection a mélangé les matériaux du noyau au cours de l'évolution ultérieure.

Autrement dit, le noyau réel défini par un excès d'éléments lourds, sa densité et son rayon est au moins 10 fois plus petit que prévu.

En conclusion, il n'existe pas de limite franche entre la partie externe du noyau et l'atmosphère de Jupiter mais au contraire une zone continue de transition à mesure que l'on monte dans l'atmosphère.

En fait, l'atmosphère de Jupiter apparaît beaucoup plus mélangée que prévu. En corollaire, les couches externes de son atmosphère joueraient un rôle plus important que prévu dans la génération de son champ magnétique sur lequel nous reviendrons (cf. page 3). Un phénomène similaire s'est produit sur Saturne.

Un courant jet équatorial

Grâce à la caméra proche infrarouge NIRCam du JWST, des astronomes ont découvert un courant jet (jet stream) à grande vitesse au-dessus de la zone équatoriale de Jupiter, évoluant au-dessus des principales couches nuageuses (cf. R.Hueso et al., 2023).

À la longueur d'onde de 2.12 microns et des altitudes d'environ 20 à 35 km au-dessus des sommets des nuages de Jupiter, les chercheurs ont repéré plusieurs cisaillements de vent (shearing), des zones où la vitesse du vent change avec l'altitude ou la distance, ce qui leur permit de suivre le courant jet. Les images infrarouges présentées ci-dessous mettent en évidence plusieurs caractéristiques claires et donc plus chaudes autour de la zone équatoriale de Jupiter qui, en l'espace d'une rotation de la planète (~9h50 pour le Système I), furent très clairement perturbées par ce courant jet.

A gauche, Jupiter photographié par le JWST en proche infrarouge. Sur la droite, des agrandissements. Les deux grandes images horizontales correspondent à la moitié droite de la photographie et furent prises à ~10 heures d'intervalle soit une rotation. Les six petites images correspondent aux cases orange, violette et jaune incrustées sur les grandes images horizontales où l'on distingue clairement l'évolution des perturbations. A droite, schéma des courants jets sur Jupiter. Documents NASA/ESA/CSA/STScI et al. (2023) et NASA/ESA/CSA/STScI et al. (2023) adaptés par l'auteur.

La découverte de ce courant jet complète le puzzle de la circulation atmosphérique complexe de Jupiter et aidera les planétologues à mieux comprendre comment les couches nuageuses de Jupiter interagissent les unes avec les autres.

A présent, les chercheurs attendent avec impatience les nouvelles données du JWST afin de déterminer si la vitesse et l'altitude du courant jet changent au fil du temps.

Ces découvertes pourraient également aider les scientifiques en charge de la mission Juice (JUpiter ICy moons Explorer) lancée par l'ESA le 14 avril 2023 qui devrait explorer Jupiter et 35 de ses lunes à partir de 2031.

Des vents très turbulents

Contrairement à ce qui se produit sur Terre, la face obscure de Jupiter présente la même température que sa face ensoleillée. Ce phénomène s'explique par la rotation élevée de Jupiter qui entraîne les courants chauds d'une hémisphère à l'autre, plus rapidement que le temps nécessaire à la dissipation de la chaleur dans l'espace.

Observées depuis la Terre, les zones et les ceintures de Jupiter semblent glisser les unes contre les autres sans vraiment créer de turbulence dans un mouvement relativement fluide. Mais les sondes Voyager, Galileo et surtout Juno ont révélé l'existence de vortex complexes dans les zones de transition à la limite entre les bandes et près des pôles.

Les courants jets équatoriaux peuvent souffler jusqu'à 540 km/h. Quelque 30° de latitude plus haut, un autre courant zonal peut traverser l'atmosphère dans la direction opposée à 180 km/h, créant de spectaculaires zones de cisaillement très turbulentes avec de gigantesques enchevêtrements nuageux (voir ci-dessus). Cela provoque des transferts de matière entre les différentes latitudes, engendrant des tourbillons, des jets de gaz, des vortex géants, des courants ascendants et descendants persistants qui plongent à plusieurs milliers de kilomètres de profondeur. Ces propriétés sont communes à toutes les planètes géantes, avec une intensité qui régresse toutefois à mesure qu'on s'éloigne du Soleil.

A gauche, la région du pôle Sud de Jupiter en couleurs accentuées photographiée par Juno le 11 décembre 2016 à 52200 km de distance. Notez le nombre important de vortex près du pôle. A droite, la région de la STeB située dans l'hémisphère sud de Jupiter photographiée par la Junocam de la sonde Juno lors du 10e périjove le 16 décembre 2017 à 13604 km de distance. Documents NASA/JPL et NASA/JPL/Kevin M.Hill..

Plus près des pôles, à partir de 50° de latitude, la force de Coriolis agit sur les courants verticaux en déformant la structure horizontale des bandes. Les gaz ascensionnels, lorsqu'ils retombent dans les bandes sombres sont déviés vers l'ouest (dans l'hémisphère nord), en créant d'immenses tourbillons. Dans une telle zone, les courants jets peuvent atteindre 600 km/h !

Nous connaissons sur Terre un phénomène semblable dans les zones de cisaillement, où des courants turbulents de différentes directions créent localement, y compris en atmosphère claire, une sévère turbulence. Dans le Pacifique par exemple, on a déjà relevé des courants jets d'altitude atteignant 800 km/h et de temps à autre les cyclones les plus meurtriers, de catégorie F5, peuvent tournoyer à une vitesse comprise entre 450 et 510 km/h, avec des rafales jusqu'à 344 km/h capables de transporter des masses de 20 tonnes à plus d'un kilomètre de distance... par les airs !

Si ces évènements bien de chez nous ont une puissance de loin supérieure à celle de n'importe quelle bombe atomique, imaginez l'effet que de telles forces peuvent avoir sur Jupiter ou Saturne, où de tels vents sont ordinaires !

QQO ou l'oscillation du courant jet équatorial

En 2017, Richard G. Cosentino alors au centre GSFC de la NASA et ses collègues ont proposé un nouveau modèle de l'atmosphère de Jupiter afin d'expliquer ses variations climatiques et notamment l'oscillation de son courant jet équatorial dont le comportement est très similaire à celui de la Terre qu'on appelle l'Oscillation Quasi Bisannuelle, QBO abrégée en anglais.

Jupiter présente le même phénomène qui est appelé l'Oscillation Quasi Quadrénniale ou QQO car elle dure environ quatre années terrestres et Saturne présente aussi sa propre version de ce phénomène. La vidéo suivante explique ce phénomène.

A voir : A New Model for Understanding Jupiter's Climate, NASA

Des études antérieures de Jupiter avaient identifié la QQO en mesurant les températures dans la stratosphère d'où furent déduites la vitesse et la direction du vent. Les nouvelles mesures ont pour la première fois couvert un cycle complet de la QQO et une zone beaucoup plus étendue de Jupiter. Les observations furent réalisées à la fois verticalement et horizontalement entre les latitudes d'environ 40°N et 40°S au moyen de l'instrument TEXES (Texas Echelon Cross Echelle Spectrograph) fixé sur le télescope IRTF de 3 m de diamètre de la NASA installé à Hawaï.

En sondant de fines tranches verticales de l'atmosphère de Jupiter en haute résolution, les scientifiques ont découvert que le courant jet équatorial s'étend assez haut dans la stratosphère de Jupiter et que le principal contributeur à la QQO sont les ondes de gravité. Selon le nouveau modèle, les ondes de gravité sont produites par convection dans la basse atmosphère de Jupiter et remontent dans la stratosphère, où elles forcent la QQO à changer de direction.

Notons que sur Terre, les ondes de gravité sont également considérées comme les plus susceptibles d'inverser le sens de la QBO, bien qu'elles ne semblent pas être assez puissantes pour agir seules.

Enfin, comme expliqué plus haut, des éclairs ont également été observés dans l’atmosphère de Jupiter dont l'intensité individuelle est 1000 fois supérieure à leurs équivalents terrestres. Néanmoins Galileo ne releva que 100000 éclairs au cours de sa mission soit une activité globalement dix fois plus faible que celle que l’on trouve dans des zones de dimensions comparables sur Terre. Ces éclairs se manifestent uniquement dans les petits vortex blancs, les WOS (White Oval Zone) et dans les points chauds de la NEB.

Notons que malgré l'hostilité de ce milieu, Jupiter abrite les conditions d'une chimique prébiotique. Bien qu'il y ait encore un long chemin entre une molécule organique et une cellule vivante, en théorie une forme élémentaire de vie pourrait évoluer sur Jupiter ainsi que nous le verrons en bioastronomie.

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