JUPITER

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Après l'étude des mouvements horizontaux et des vents sur Jupiter, il est possible de s'intéresser à la structuration verticale de l'atmosphère de la planète. Cette étude constitue sans doute l'observation la plus passionnante pour l'amateur, mais elle suppose d'adopter une méthode d'observation reposant sur l'utilisation de filtres de couleurs. Cette étude est maintenant à la portée des webcams, en particulier des webcams à capteur noir et blanc, mais les capteurs couleurs ne sont pas totalement exclus de l'aventure. L'effet des filtres est triple :

1) Un effet de contraste : le filtre de couleur va transformer les contrastes des détails, par la complémentarité des couleurs. Ainsi un filtre rouge va assombrir des formations nuageuses de couleur bleue, mais diminuera le contraste des détails bruns ou jaunes.

2) Un effet de pénétration atmosphérique : c'est surtout cet effet qui va nous intéresser. La lumière peut se décomposer en différentes longueurs d'onde. Le spectre accessible à une webcam va de 300 nm (nanomètres, proche ultraviolet) à 1100 nm (proche infrarouge). L'oeil lui voit en général de 400 nm (violet) à 700 nm (rouge profond). Or, plus une longueur d'onde est élevée (valeur exprimée en nm plus grande), plus sa capacité à pénétrer les atmosphères est importante, et vice-versa. Ce qui signifie que les différentes couleurs nous permettent de visualiser différents niveaux de l'atmosphère de Jupiter, situés à des altitudes différentes.

3) Un effet révélateur de l'absorption de la lumière à certaines longueurs d'ondes : il faut tenir compte de cet effet qui n'est que résiduel sur le spectre de lumière accessible en imagerie numérique, mais qui va avoir son importance quant à l'étude de Jupiter. Certains filtres permettent d'isoler une bande passante très étroite à l'intérieur de laquelle la lumière est absorbée par certains gaz. L'aspect de l'image n'est plus en conséquence gouvernée par les différences d'albédo, ni par un effet de pénétration atmosphérique, mais par un effet de contraste clair/sombre crée par différents niveaux d'absorption.

Sur Terre, la troposphère est la partie de l'atmosphère, en contact avec le sol, dont la température décroît avec l'altitude. C'est dans la troposphère qu'évoluent les nuages. Au-dessus, commence la stratosphère qui elle possède une température constante quelle que soit l'altitude et qui est dépourvue de nuages. Sur Jupiter, la troposphère correspond plus ou moins avec les nuages que nous voyons, même si elle commence à des profondeurs inaccessibles.

La principale couche atmosphérique supérieure, en haut de la troposphère, est surtout constituée de nuages d'ammoniac. C'est elle qui contient la plupart des structures accessibles à l'oeil. Les nuages les plus élevés se trouvent au-dessus de la région polaire sud. Mais sinon la Grande tache rouge, gigantesque anticyclone, est la structure la plus "haute", devant la Zone équatoriale. Les nuages qui sont perçus par l'oeil se situent tous à une pression comprise entre 0,3 et 0,7 bar. Au-dessus de cette couche nuageuse principale, entre 0,1 et 0,3 bar, on rencontre un fin voile absorbant et diffusant les rayons ultraviolets. Pour donner une idée de l'altitude en kilomètres, le voile UV est situé 40 kms plus haut que les nuages situés à une pression de 1 bar. On voit que le regard ne porte pas très loin en profondeur !

(1) Rogers, John, The giant planet Jupiter, Cambridge University Press, 1995, chapitre 3.

Les nuages d'ammoniac forment la principale couche nuageuse comme on l'a vu, ils sont principalement situés à 0,5 bar de pression atmosphérique. Ces nuages montrent différents types d'information en fonction de la longueur d'onde.

Le proche infrarouge auquel l'amateur a facilement accès grâce aux capteurs CCD est intéressant car sa capacité de pénétration atmosphérique est supérieure à la couleur rouge. Ainsi, la bande proche IR (700-1000 nm) nous permet de descendre jusqu'à une pression de 1 bar. Cette longueur d'onde est privilégiée pour suivre les évolutions et les mouvements des nuages joviens - dans ce but, les sondes spatiales Galileo et Cassini disposent (disposait pour Galileo) notamment d'un filtre étroit vers 750 nm.

Les nuages que l'on voit dans ces longueurs d'onde proche infrarouge sont donc situés plus bas que les nuages que nous voyons lorsque nous mettons l'oeil à l'oculaire. D'un point de vue général, une image IR de Jupiter ressemble fortement à une "super image rouge" au contraste renforcé (bandes nuageuses encore plus claires, Tache rouge presque complètement blanche...). Une différence notable doit tout de même être signalée : dans l'infrarouge, les structures cycloniques sombres sont toujours faibles et peuvent même devenir complètement invisibles. Ainsi par exemple, les "barges" de la NEB, qui font partie normalement des détails les plus remarquables du disque jovien en visuel, ne sont jamais visibles dans l'IR alors qu'elles sont toujours apparentes en lumière rouge.

L'infrarouge est donc la longueur d'onde la plus intéressante. Il faut aussi noter que l'image au télescope est toujours beaucoup plus stable dans l'IR que dans le visible (la lumière est moins affectée par notre atmosphère). C'est une longueur d'onde de choix pour l'amateur.

Un cas particulier dans l'Infrarouge : les bandes d'absorption du méthane (CH4)

On aborde ici l'effet d'absorption de la lumière qui a été évoquée au départ. Certains gaz absorbent certaines longueurs d'ondes ; sur toutes les planètes gazeuses, l'un d'entre eux va donner aux images un aspect bien particulier : le méthane. Le méthane est présent dans l'atmosphère des géantes gazeuses, et il a la propriété d'absorber de nombreuses longueurs d'onde, dont trois qui sont situées à l'intérieur du spectre lumineux accessible aux capteurs d'amateur. La première bande d'absorption est située à 619 nm en lumière rouge, les deuxième et troisième dans le proche IR à respectivement 720 et 890 nm. La bande à 619 nm est très faible, la lumière n'est que très peu absorbée. Celle à 720 nm est déjà plus forte, mais c'est celle à 890 nm qui offre la plus forte absorption, et qui est la plus utilisée (en fait c'est la seule qui se rencontre dans les images amateurs). Entre ces bandes la lumière n'est pas vraiment absorbée, et c'est cette lumière réfléchissante qui forme les images infrarouges ci-dessus (on parle alors de "continuum IR").

Quel va être l'aspect d'une image de Jupiter prise à 890 nm ? Les régions claires et les régions sombres ne sont plus relevables d'une logique d'albédo. En effet, l'éclat des détails du disque jovien dépend de l'altitude à laquelle se trouve ces détails : plus cette altitude est élevée, plus le volume de méthane qui se trouve au-dessus de la formation nuageuse est faible, et en conséquence l'effet d'absorption est moindre. Ce qu'il faut retenir donc, c'est qu'une "image méthane" de Jupiter ne montre pas des différences d'albédo mais des différences d'altitude des formations nuageuses. Plus une formation est "haute" et plus elle est brillante. Très logiquement, les zones nuageuses (anticycloniques) sont brillantes, surtout la EZ, éclatante car très haute, les anticyclones telle la Grande tache rouge sont brillants également ; à l'inverse les bandes nuageuses sont sombres car ce sont des régions dépréssionnaires.

Je ne possède pas de filtre CH4, mais dans mon équipement il y a un filtre IR 1 micron (1000 nm) originellement destiné à l'observation de Vénus, mais dont je me suis également servi sur les gazeuses ; or les résultats forment une expérience intéressante permettant d'illustrer les effets de l'absorption du méthane...

Jupiter dans l'infrarouge le 18 mai 2004, avec un filtre IR780 à gauche et un filtre 1 micron à droite. L'image à 1000 nm est obtenue avec l'ATK-1HS en mode longue-pose au C14 : 1,5 seconde par image brute. Le temps de pose exigé à cette longueur d'onde n'est pas seulement du à la sensibilité très déclinante de la CCD, mais aussi à l'absorption de la lumière par le méthane...

Il se trouve en effet qu'une quatrième bande d'absorption du méthane se trouve aux environ de 1000 nm. Les deux images à gauche permettent de comparer l'aspect de Jupiter dans le "continuum IR" avec un filtre classique (IR780) et à 1 micron de longueur d'onde. Ce filtre possède une transmission plus large que la bande d'absorption elle-même ; en conséquence, il transmet également de la lumière infrarouge non absorbée. Le résultat, c'est une image où se mêlent l'effet d'albédo, et l'effet d'absorption !

On voit bien que l'image de droite, si elle n'est pas fondamentalement différente de celle de gauche, présente quand même un aspect plus "sombre" qui trahit une absorption modérée de la lumière. Sombre, sauf dans les principales zones nuageuses, qui sont des régions de haute pression, et qui donc restent brillantes.

En particulier, une différence notable attire l'attention. Depuis la fin de l'année 2002, la Bande tempérée nord (NTB) semble avoir "disparue", comme tous les douze ans environ. On ne la voit pas dans le proche infrarouge, bien entendu (flèche en tirets). Pourtant, l'image à 1 micron semble montrer une bande sombre à l'emplacement de la NTB (flèche pleine). En fait, la bande n'a pas disparue, elle a juste perdu sa teinte sombre. C'est le courant local dépressionnaire et permanent qui est trahi ici ; situé plus bas dans l'atmosphère il y a une plus large couche de méthane au-dessus de lui et l'absorption de la lumière est donc plus forte.

Cette deuxième image à droite prise à 1 micron de longueur d'onde dévoile elle aussi des détails de nature anticyclonique et / ou dont l'altitude est élevée : il apparaissent brillants. En a la Grande tache rouge bien entendu, en b le voile polaire sud, en c l'anticyclone BA qui lui aussi détache nettement d'un environnement faiblement lumineux.

Une autre image de Jupiter à 1000 nm du 21 avril 2004

Au-delà de la troposphère débute la stratosphère, qui comme sur Terre est largement épargnée par les nuages (faute de convection). Entre les deux, on rencontre la tropopause, un endroit où se produit une inversion de température - qui cette fois augmente avec l'altitude. Sur Jupiter, la tropopause est marquée par la présence d'un voile nuageux très diaphane, qui a pour propriété d'absorber et de diffuser le rayonnement ultraviolet. L'aspect de Jupiter varie très nettement selon que la longueur d'onde d'observation concerne les UVA (300-400 nm, les seuls à traverser convenablement l'atmosphère terrestre), les UVB (200-300 nm) ou les UVC (100-200 nm). Les UVA, ou ultraviolet proche, sont les seuls accessibles à l'astronome amateur. La prise d'images de Jupiter dans cette longueur d'onde est très difficile, surtout parce que les capteurs CCD sont peu sensibles à ce rayonnement, mais aussi parce que la planète y émet peu de lumière (absorption). Pour comprendre ce que l'on voit dans l'UV il est nécessaire de faire une comparaison avec une image en lumière bleue ou violette :

Voici deux images de Jupiter du 25 avril 2004, à gauche dans l'ultraviolet et à droite dans le bleu-violet. L'image violette a été réduite pour les besoins de la comparaison.

Comme expliqué plus haut, l'image à 420 nm montre le haut des nuages d'ammoniac. A 365 nm maintenant, on voit la même chose, mais à travers le voile UV-absorbant, ce qui change l'albédo des nuages. On remarque tout d'abord (flèche 1) que contrairement à ce que l'on observe en visuel comme dans l'IR, le limbe de la planète est brillant et non pas sombre (limb brightening contre limb darkening). Ceci est du aux propriétés de diffusion de la lumière de ce voile nuageux dans les courtes longueurs d'onde. Les détails des nuages inférieurs sont nettement plus flous qu'en lumière bleue, en conséquence. On voit également en (2), que la Bande équatoriale (EB) est plus sombre qu'à 420 nm : elle absorbe fortement l'ultraviolet, ce qui explique pourquoi elle apparaît jaune sur les images en couleur de la planète de 2003-2004 notamment.

Jupiter dans l'UV à gauche et en lumière violette à droite (la lumière violette pourrait se définir comme une double bande B + UV, bien que la première domine nettement). L'image à 420 nm est faite à F/40 avec le newton 180 et l'ATK-1HS (5 i/s, expo 1/5ème). Pour l'image UV le télescope était à F/25 seulement et la webcam était réglée en mode longue-pose (200 poses de 0,5 seconde). On remarquera la forte différence de qualité entre les deux images qui pourtant ont été réalisées dans les mêmes conditions atmosphériques (très bonnes) : cela démontre concrètement les difficultés que l'on rencontre pour faire du planétaire dans l'ultraviolet.

Le 14 Février 2004, les conditions étaient beaucoup moins bonnes.

Sur cet autre couple d'images violet / UV (14 février 2004), on distingue une autre propriété du proche UV sur Jupiter : la planète apparaît globalement moins contrastée qu'en lumière bleue. Le résultat semble contre-intuitif, dans la mesure où avec le seul effet de contraste (cf. supra) des couleurs, on aurait pu s'attendre, par exemple, à des bandes nuageuses encore plus sombres. Il n'en est rien encore une fois à cause de la présence du voile UV qui diffuse la lumière. Ceci se voit bien par les différences d'albédo entre la Tache rouge et la SEB : l'albédo des deux est relativement similaire à 420 nm, mais à 365 nm, la Tache rouge, plus haute dans l'atmosphère et qui a donc une plus faible épaisseur de voile diffusant au-dessus d'elle, devient nettement plus sombre.

L'image en UV proche apparaît donc plus ou moins "bâtarde", mixant la présence du voile UV avec la couche nuageuse principale de la troposphère. Les instruments professionnels eux (Cassini, HST) permettent d'obtenir des images dans l'UV moyen et lointain (respectivement UVB et UVC). Ces deux longueurs d'onde ne montrent plus que le voile UV seul (avec les aurores polaire en plus pour l'UV lointain). Quelques exemples intéressants sont disponibles par les liens en bas de page.

L'amateur se heurte, dans l'ultraviolet, à la difficulté technique accrue que l'on a vue, qui entraîne une perte de qualité relative très importante par rapport à la lumière visible et à l'infrarouge, ce qui borne fortement l'intérêt de ces images. Elles servent surtout à repérer à l'avance des éventuels changements dans la coloration de la Zone équatoriale. On a ainsi remarqué qu'un renforcement de couleur de cette zone (du jaune à l'orange par exemple) se traduit plusieurs semaines ou plusieurs mois auparavant par un accroissement de son absorption lumineuse (elle devient plus sombre) dans l'UV.

Un exemple d'interprétation : pourquoi BA semble prendre une taille différente suivant la longueur d'onde ?

Ces trois images montrent l'anticyclone BA dans différentes longueurs d'onde. Il semble évident que sa taille varie suivant les images : large dans l'infrarouge, un peu moins en lumière visible, il devient "petit" dans l'ultraviolet.