Jupiter est la cinquième planète à partir du Soleil, la plus grande du système solaire. Avec Saturne, Uranus et Neptune, Jupiter est classée parmi les géantes gazeuses.
La planète est connue des hommes depuis l'Antiquité, ce qui se reflète dans la mythologie et les croyances religieuses de diverses cultures : mésopotamienne, babylonienne, grecque et autres. Le nom moderne de Jupiter vient du nom de l’ancien dieu romain suprême du tonnerre.
Un certain nombre de phénomènes atmosphériques sur Jupiter - tels que les tempêtes, les éclairs et les aurores boréales - ont une ampleur bien supérieure à celle observée sur Terre. Une formation notable dans l’atmosphère est la Grande Tache Rouge, une tempête géante connue depuis le XVIIe siècle.
Jupiter possède au moins 67 lunes, dont les plus grandes - Io, Europe, Ganymède et Callisto - ont été découvertes par Galilée en 1610.
Les études de Jupiter sont réalisées à l'aide de télescopes au sol et orbitaux ; Depuis les années 1970, 8 sondes interplanétaires de la NASA ont été envoyées sur la planète : Pioneers, Voyagers, Galileo et autres.
Lors de grandes oppositions (dont une en septembre 2010), Jupiter est visible à l'œil nu comme l'un des objets les plus brillants du ciel nocturne après la Lune et Vénus. Le disque et les lunes de Jupiter sont des objets d'observation appréciés des astronomes amateurs, qui ont fait de nombreuses découvertes (comme la comète Shoemaker-Levy, entrée en collision avec Jupiter en 1994, ou la disparition de la ceinture équatoriale sud de Jupiter en 2010).
Gamme optique
Dans la région infrarouge du spectre se trouvent les raies des molécules H2 et He, ainsi que les raies de nombreux autres éléments. Le nombre des deux premiers contient des informations sur l'origine de la planète et la composition quantitative et qualitative du reste - sur son évolution interne.
Cependant, les molécules d'hydrogène et d'hélium n'ont pas de moment dipolaire, ce qui signifie que les raies d'absorption de ces éléments sont invisibles jusqu'à ce que l'absorption due à l'ionisation par impact devienne dominante. D'une part, d'autre part, ces lignes se forment dans les couches les plus élevées de l'atmosphère et ne portent aucune information sur les couches plus profondes. Par conséquent, les données les plus fiables sur l’abondance d’hélium et d’hydrogène sur Jupiter ont été obtenues auprès de l’atterrisseur Galileo.
Quant aux autres éléments, des difficultés surviennent également dans leur analyse et leur interprétation. Jusqu’à présent, il est impossible de dire avec une certitude totale quels processus se produisent dans l’atmosphère de Jupiter et dans quelle mesure ils affectent la composition chimique, tant dans les régions internes que dans les couches externes. Cela crée certaines difficultés dans une interprétation plus détaillée du spectre. Cependant, on pense que tous les processus capables d’influencer d’une manière ou d’une autre l’abondance des éléments sont locaux et très limités, de sorte qu’ils ne sont pas capables de modifier globalement la répartition de la matière.
Jupiter émet également (principalement dans la région infrarouge du spectre) 60 % d'énergie en plus qu'elle n'en reçoit du Soleil. En raison des processus conduisant à la production de cette énergie, Jupiter diminue d'environ 2 cm par an.
Gamme gamma
L'émission de rayons gamma de Jupiter est associée aux aurores ainsi qu'à l'émission du disque. Enregistré pour la première fois en 1979 par le Laboratoire spatial Einstein.
Sur Terre, les régions des aurores dans les rayons X et dans l'ultraviolet coïncident presque, cependant, sur Jupiter, ce n'est pas le cas. La région des aurores X est située beaucoup plus près du pôle que celle des aurores ultraviolettes. Les premières observations ont révélé une pulsation de rayonnement d'une période de 40 minutes, mais dans les observations ultérieures, cette dépendance est bien pire.
On s'attendait à ce que le spectre des rayons X des aurores aurorales sur Jupiter soit similaire au spectre des rayons X des comètes, mais les observations de Chandra ont montré que ce n'est pas le cas. Le spectre se compose de raies d'émission avec des pics aux raies de l'oxygène proches de 650 eV, aux raies OVIII à 653 eV et 774 eV, et à l'OVII à 561 eV et 666 eV. Il existe également des raies d'émission à des énergies plus faibles dans la région spectrale de 250 à 350 eV, appartenant éventuellement au soufre ou au carbone.
Les rayons gamma non associés aux aurores ont été détectés pour la première fois par des observations ROSAT en 1997. Le spectre est similaire à celui des aurores, mais dans la région de 0,7 à 0,8 keV. Les caractéristiques spectrales sont bien décrites par un modèle de plasma coronal avec une température de 0,4 à 0,5 keV avec métallicité solaire, avec l'ajout de raies d'émission Mg10+ et Si12+. L'existence de cette dernière pourrait être associée à l'activité solaire en octobre-novembre 2003.
Les observations de l'observatoire spatial XMM-Newton ont montré que l'émission de rayons gamma du disque reflète les rayons X solaires. Contrairement aux aurores boréales, aucune périodicité des changements d’intensité du rayonnement n’a été détectée sur des échelles de 10 à 100 minutes.
Radiosurveillance
Jupiter est la source radio la plus puissante (après le Soleil) du système solaire dans la gamme de longueurs d'onde décimétriques. L'émission radio est sporadique et atteint 10-6 au maximum de la rafale.
Les salves se produisent dans la gamme de fréquences allant de 5 à 43 MHz (le plus souvent autour de 18 MHz), avec une largeur moyenne d'environ 1 MHz. La durée de la rafale est courte : de 0,1 à 1 s (parfois jusqu'à 15 s). Le rayonnement est fortement polarisé, notamment en cercle, le degré de polarisation atteint 100 %. On observe une modulation du rayonnement du satellite proche de Jupiter, Io, tournant à l'intérieur de la magnétosphère : la probabilité d'un sursaut est plus grande lorsque Io est proche de l'allongement par rapport à Jupiter. La nature monochromatique du rayonnement indique une fréquence sélectionnée, très probablement une gyrofréquence. Une température de luminosité élevée (atteignant parfois 1015 K) nécessite l'utilisation d'effets collectifs (tels que des masers).
L'émission radio de Jupiter dans les plages millimétriques à courtes centimètres est de nature purement thermique, bien que la température de luminosité soit légèrement supérieure à la température d'équilibre, ce qui suggère un flux de chaleur venant de l'intérieur. À partir d'ondes de ~9 cm, la Tb (température de luminosité) augmente - une composante non thermique apparaît, associée au rayonnement synchrotron de particules relativistes d'une énergie moyenne de ~30 MeV dans le champ magnétique de Jupiter ; à une onde de 70 cm, Tb atteint une valeur de ~5,104 K. La source de rayonnement est située des deux côtés de la planète sous la forme de deux lames allongées, ce qui indique l'origine magnétosphérique du rayonnement.
Jupiter parmi les planètes du système solaire
La masse de Jupiter est 2,47 fois supérieure à celle des autres planètes du système solaire.
Jupiter est la plus grande planète du système solaire, une géante gazeuse. Son rayon équatorial est de 71,4 mille km, soit 11,2 fois le rayon de la Terre.
Jupiter est la seule planète dont le centre de masse avec le Soleil se trouve à l'extérieur du Soleil et se trouve à environ 7 % du rayon solaire de celui-ci.
La masse de Jupiter est 2,47 fois la masse totale de toutes les autres planètes du système solaire prises ensemble, 317,8 fois la masse de la Terre et environ 1 000 fois inférieure à la masse du Soleil. La densité (1326 kg/m2) est approximativement égale à la densité du Soleil et est 4,16 fois inférieure à la densité de la Terre (5515 kg/m2). De plus, la force de gravité à sa surface, qui est généralement considérée comme la couche supérieure des nuages, est plus de 2,4 fois supérieure à celle de la Terre : un corps qui a une masse, par exemple 100 kg, pèsera le la même chose qu'un corps pesant 240 kg pèse à la surface de la Terre. Cela correspond à une accélération gravitationnelle de 24,79 m/s2 sur Jupiter contre 9,80 m/s2 pour la Terre.
Jupiter comme « étoile ratée »
Tailles comparées de Jupiter et de la Terre.
Les modèles théoriques montrent que si la masse de Jupiter était bien supérieure à sa masse réelle, la planète s'effondrerait. De petits changements de masse n'entraîneraient pas de changements significatifs de rayon. Cependant, si la masse de Jupiter était quatre fois supérieure à sa masse réelle, la densité de la planète augmenterait à un point tel que sa taille serait considérablement réduite sous l'influence de l'augmentation de la gravité. Ainsi, Jupiter semble avoir le diamètre maximum que pourrait avoir une planète ayant une structure et une histoire similaires. Avec une nouvelle augmentation de masse, la contraction se poursuivrait jusqu'à ce que, grâce à la formation d'étoiles, Jupiter devienne une naine brune avec environ 50 fois sa masse actuelle. Cela donne aux astronomes des raisons de considérer Jupiter comme une « étoile ratée », même s’il n’est pas clair si les processus de formation de planètes comme Jupiter sont similaires à ceux qui conduisent à la formation de systèmes stellaires binaires. Même si Jupiter devrait être 75 fois plus massive pour devenir une étoile, la plus petite naine rouge connue n'a que 30 % de diamètre.
Orbite et rotation
Lorsqu'il est observé depuis la Terre pendant l'opposition, Jupiter peut atteindre une magnitude apparente de -2,94 m, ce qui en fait le troisième objet le plus brillant du ciel nocturne après la Lune et Vénus. À la plus grande distance, la magnitude apparente chute à 1,61 m. La distance entre Jupiter et la Terre varie de 588 à 967 millions de km.
Les oppositions de Jupiter se produisent tous les 13 mois. En 2010, la confrontation entre la planète géante a eu lieu le 21 septembre. Les grandes oppositions de Jupiter se produisent une fois tous les 12 ans, lorsque la planète est proche du périhélie de son orbite. Pendant cette période, sa taille angulaire pour un observateur depuis la Terre atteint 50 secondes d'arc et sa luminosité est supérieure à -2,9 m.
La distance moyenne entre Jupiter et le Soleil est de 778,57 millions de km (5,2 UA) et la période orbitale est de 11,86 années. Puisque l'excentricité de l'orbite de Jupiter est de 0,0488, la différence de distance au Soleil au périhélie et à l'aphélie est de 76 millions de km.
La principale contribution aux perturbations du mouvement de Jupiter est apportée par Saturne. Le premier type de perturbation est séculaire, agissant sur une échelle d'environ 70 000 ans, modifiant l'excentricité de l'orbite de Jupiter de 0,2 à 0,06 et l'inclinaison orbitale d'environ 1° à 2°. La perturbation du deuxième type résonne avec un rapport proche de 2:5 (précis à 5 décimales près - 2:4,96666).
Le plan équatorial de la planète est proche du plan de son orbite (l'inclinaison de l'axe de rotation est de 3,13° contre 23,45° pour la Terre), il n'y a donc pas de changement de saison sur Jupiter.
Jupiter tourne sur son axe plus rapidement que toute autre planète du système solaire. La période de rotation à l'équateur est de 9 heures 50 minutes. 30 secondes et aux latitudes moyennes - 9 heures 55 minutes. 40 secondes. En raison de la rotation rapide, le rayon équatorial de Jupiter (71 492 km) est 6,49 % plus grand que le rayon polaire (66 854 km) ; Ainsi, la compression de la planète est de (1:51,4).
Hypothèses sur l'existence de la vie dans l'atmosphère de Jupiter
À l'heure actuelle, la présence de vie sur Jupiter semble peu probable : faible concentration d'eau dans l'atmosphère, absence de surface solide, etc. Cependant, dès les années 1970, l'astronome américain Carl Sagan évoquait la possibilité d'une vie à base d'ammoniac. les couches supérieures de l'atmosphère de Jupiter. Il convient de noter que même à faible profondeur dans l'atmosphère jovienne, la température et la densité sont assez élevées et la possibilité d'une évolution au moins chimique ne peut être exclue, car la vitesse et la probabilité des réactions chimiques se produisent. Cependant, l'existence d'une vie eau-hydrocarbure sur Jupiter est également possible : dans la couche de l'atmosphère contenant des nuages de vapeur d'eau, la température et la pression sont également très favorables. Carl Sagan, en collaboration avec E. E. Salpeter, après avoir effectué des calculs dans le cadre des lois de la chimie et de la physique, a décrit trois formes de vie imaginaires qui pourraient exister dans l'atmosphère de Jupiter :
Composition chimique
La composition chimique des couches internes de Jupiter ne peut pas être déterminée par des méthodes d'observation modernes, mais l'abondance des éléments dans les couches externes de l'atmosphère est connue avec une précision relativement élevée, puisque les couches externes ont été directement examinées par l'atterrisseur Galileo, qui a été descendu dans l'ambiance du 7 décembre 1995. Les deux principaux composants de l’atmosphère de Jupiter sont l’hydrogène moléculaire et l’hélium. L'atmosphère contient également de nombreux composés simples, comme l'eau, le méthane (CH4), le sulfure d'hydrogène (H2S), l'ammoniac (NH3) et la phosphine (PH3). Leur abondance dans la troposphère profonde (en dessous de 10 bars) implique que l'atmosphère de Jupiter est riche en carbone, azote, soufre et éventuellement en oxygène d'un facteur 2 à 4 par rapport au Soleil.
D'autres composés chimiques, l'arsine (AsH3) et le germane (GeH4), sont présents, mais en faibles quantités.
La concentration de gaz inertes, argon, krypton et xénon, dépasse leur quantité dans le Soleil (voir tableau), et la concentration de néon est nettement inférieure. Il existe de petites quantités d'hydrocarbures simples : éthane, acétylène et diacétylène, qui se forment sous l'influence du rayonnement ultraviolet solaire et des particules chargées arrivant de la magnétosphère de Jupiter. On pense que le dioxyde de carbone, le monoxyde de carbone et l'eau dans la haute atmosphère sont dus aux impacts de comètes telles que la comète Shoemaker-Levy 9 avec l'atmosphère de Jupiter. L'eau ne peut pas provenir de la troposphère car la tropopause agit comme un piège froid, empêchant efficacement l'eau de sortir. s'élevant jusqu'au niveau de la stratosphère.
Les variations de couleur rougeâtre de Jupiter peuvent être dues aux composés de phosphore, de soufre et de carbone présents dans l'atmosphère. Puisque la couleur peut varier considérablement, on suppose que la composition chimique de l’atmosphère varie également d’un endroit à l’autre. Par exemple, il existe des zones « sèches » et « humides » avec différentes quantités de vapeur d'eau.
Structure
Modèle de la structure interne de Jupiter : sous les nuages, il y a une couche d'un mélange d'hydrogène et d'hélium d'environ 21 000 km d'épaisseur avec une transition en douceur de la phase gazeuse à la phase liquide, puis une couche d'hydrogène liquide et métallique de 30 à 50 000 km kilomètres de profondeur. À l'intérieur, il peut y avoir un noyau solide d'un diamètre d'environ 20 000 km.
À l'heure actuelle, le modèle suivant de la structure interne de Jupiter a reçu la plus grande reconnaissance :
1.Atmosphère. Il est divisé en trois couches :
un. couche externe constituée d'hydrogène ;
b. couche intermédiaire constituée d'hydrogène (90 %) et d'hélium (10 %) ;
c. la couche inférieure, constituée d'hydrogène, d'hélium et d'impuretés d'ammoniac, d'hydrogénosulfate d'ammonium et d'eau, formant trois couches de nuages :
un. au sommet se trouvent des nuages d'ammoniac gelé (NH3). Sa température est d'environ -145 °C, sa pression est d'environ 1 atm ;
b. ci-dessous se trouvent des nuages de cristaux d’hydrosulfure d’ammonium (NH4HS) ;
c. tout en bas - de la glace d'eau et, éventuellement, de l'eau liquide, c'est-à-dire probablement - sous la forme de minuscules gouttes. La pression dans cette couche est d'environ 1 atm et la température est d'environ -130 °C (143 K). En dessous de ce niveau, la planète est opaque.
2. Couche d'hydrogène métallique. La température de cette couche varie de 6 300 à 21 000 K, et la pression de 200 à 4 000 GPa.
3. Noyau de pierre.
La construction de ce modèle repose sur la synthèse de données d'observation, l'application des lois de la thermodynamique et l'extrapolation de données de laboratoire sur la matière sous haute pression et à haute température. Les principales hypothèses qui le sous-tendent :
Si l'on ajoute à ces dispositions les lois de conservation de la masse et de l'énergie, nous obtenons un système d'équations de base.
Dans ce modèle simple à trois couches, il n'y a pas de frontière claire entre les couches principales, cependant, les zones de transitions de phase sont petites. Par conséquent, nous pouvons supposer que presque tous les processus sont localisés, ce qui permet de considérer chaque couche séparément.
Atmosphère
La température de l’atmosphère n’augmente pas de façon monotone. Comme sur Terre, on peut y distinguer l'exosphère, la thermosphère, la stratosphère, la tropopause et la troposphère. Dans les couches supérieures, la température est élevée ; À mesure que vous avancez plus profondément, la pression augmente et la température chute jusqu'à la tropopause ; À partir de la tropopause, la température et la pression augmentent à mesure que l’on avance en profondeur. Contrairement à la Terre, Jupiter n’a pas de mésosphère ni de mésopause correspondante.
De nombreux processus intéressants se déroulent dans la thermosphère de Jupiter : c'est ici que la planète perd une partie importante de sa chaleur par rayonnement, c'est ici que se forment les aurores boréales et c'est ici que se forme l'ionosphère. Le niveau de pression de 1 nbar est pris comme limite supérieure. La température observée de la thermosphère est de 800 à 1 000 K, et pour le moment, ces éléments factuels n'ont pas encore été expliqués dans le cadre des modèles modernes, car la température ne devrait pas dépasser environ 400 K. Le refroidissement de Jupiter est également un processus non trivial : l'ion hydrogène triatomique (H3+ ), à l'exception de Jupiter, que l'on trouve uniquement sur Terre, provoque une forte émission dans la partie infrarouge moyen du spectre à des longueurs d'onde comprises entre 3 et 5 μm.
Selon des mesures directes de l'atterrisseur, le niveau supérieur des nuages opaques était caractérisé par une pression de 1 atmosphère et une température de -107 °C ; à une profondeur de 146 km - 22 atmosphères, +153 °C. Galilée a également découvert des « points chauds » le long de l'équateur. Apparemment, à ces endroits, la couche nuageuse externe est mince et des zones internes plus chaudes peuvent être observées.
Sous les nuages se trouve une couche de 7 à 25 000 km de profondeur, dans laquelle l'hydrogène change progressivement d'état de gaz à liquide avec l'augmentation de la pression et de la température (jusqu'à 6 000 °C). Il ne semble pas y avoir de frontière claire entre l’hydrogène gazeux et l’hydrogène liquide. Cela pourrait ressembler à l’ébullition continue d’un océan mondial d’hydrogène.
Couche d'hydrogène métallique
L'hydrogène métallique se produit à des pressions élevées (environ un million d'atmosphères) et à des températures élevées, lorsque l'énergie cinétique des électrons dépasse le potentiel d'ionisation de l'hydrogène. En conséquence, les protons et les électrons y existent séparément, de sorte que l'hydrogène métallique est un bon conducteur d'électricité. L'épaisseur estimée de la couche d'hydrogène métallique est de 42 à 46 000 km.
De puissants courants électriques apparaissant dans cette couche génèrent le gigantesque champ magnétique de Jupiter. En 2008, Raymond Jeanlaws de l'Université de Californie à Berkeley et Lars Stixrud de l'University College London ont créé un modèle de la structure de Jupiter et de Saturne, selon lequel on trouve également de l'hélium métallique dans leurs profondeurs, formant une sorte d'alliage avec l'hydrogène métallique. .
Cœur
En utilisant les moments d'inertie mesurés d'une planète, on peut estimer la taille et la masse de son noyau. À l'heure actuelle, on pense que la masse du noyau est 10 fois supérieure à la masse de la Terre et que sa taille est 1,5 fois son diamètre.
Jupiter libère beaucoup plus d’énergie qu’elle n’en reçoit du Soleil. Les chercheurs suggèrent que Jupiter dispose d'une réserve importante d'énergie thermique, formée lors du processus de compression de la matière lors de la formation de la planète. Les modèles précédents de la structure interne de Jupiter, tentant d'expliquer l'excès d'énergie libéré par la planète, permettaient la possibilité d'une désintégration radioactive dans ses profondeurs ou la libération d'énergie lors de la compression de la planète sous l'influence de la gravité.
Processus intercouches
Il est impossible de localiser tous les processus au sein de couches indépendantes : il faut expliquer le manque d'éléments chimiques dans l'atmosphère, l'excès de rayonnement, etc.
La différence de teneur en hélium dans les couches externe et interne s'explique par le fait que l'hélium se condense dans l'atmosphère et tombe sous forme de gouttelettes dans les régions plus profondes. Ce phénomène rappelle la pluie terrestre, mais pas celle de l'eau, mais celle de l'hélium. Récemment, il a été démontré que le néon pouvait se dissoudre dans ces gouttelettes. Ceci explique le manque de néon.
Mouvement atmosphérique
Animation de la rotation de Jupiter basée sur des photographies de Voyager 1, 1979.
La vitesse du vent sur Jupiter peut dépasser 600 km/h. Contrairement à la Terre, où la circulation atmosphérique se produit en raison de la différence de chauffage solaire dans les régions équatoriales et polaires, sur Jupiter, l'effet du rayonnement solaire sur la circulation de la température est insignifiant ; les principales forces motrices sont les flux de chaleur provenant du centre de la planète et l'énergie libérée lors du mouvement rapide de Jupiter autour de son axe.
Sur la base d’observations au sol, les astronomes ont divisé les ceintures et zones de l’atmosphère de Jupiter en équatoriales, tropicales, tempérées et polaires. S'élevant des profondeurs de l'atmosphère, des masses de gaz chauffées dans les zones sous l'influence de forces de Coriolis importantes sur Jupiter sont tirées le long des méridiens de la planète et les bords opposés des zones se rapprochent. Il existe de fortes turbulences aux limites des zones et des ceintures (zones de courants descendants). Au nord de l'équateur, les flux dans les zones dirigées vers le nord sont déviés par les forces de Coriolis vers l'est, et les flux dirigés vers le sud sont déviés vers l'ouest. Dans l’hémisphère sud, c’est l’inverse. Les alizés ont une structure similaire sur Terre.
Rayures
Bandes de Jupiter selon les années
Un trait caractéristique de l'apparence de Jupiter est ses rayures. Il existe un certain nombre de versions expliquant leur origine. Ainsi, selon une version, les rayures seraient le résultat du phénomène de convection dans l'atmosphère de la planète géante - dû au chauffage et, par conséquent, au soulèvement de certaines couches et au refroidissement et à l'abaissement d'autres. Au printemps 2010, des scientifiques ont avancé une hypothèse selon laquelle les rayures sur Jupiter seraient le résultat de l'influence de ses satellites. On suppose que sous l'influence de la gravité des satellites, des «piliers» particuliers de matière se sont formés sur Jupiter, qui, en tournant, formaient des rayures.
Les flux convectifs qui transportent la chaleur interne vers la surface apparaissent extérieurement sous forme de zones claires et de ceintures sombres. Dans la zone des zones claires, il y a une pression accrue correspondant aux flux ascendants. Les nuages qui forment les zones sont situés à un niveau plus élevé (environ 20 km) et leur couleur claire est apparemment due à une concentration accrue de cristaux d'ammoniac blanc brillant. Les nuages sombres des ceintures situées en dessous sont vraisemblablement composés de cristaux rouge-brun d'hydrosulfure d'ammonium et ont une température plus élevée. Ces structures représentent des zones de courants descendants. Les zones et les ceintures ont des vitesses de mouvement différentes dans le sens de rotation de Jupiter. La période orbitale varie de plusieurs minutes selon la latitude. Cela se traduit par l'existence de courants ou de vents zonaux stables qui soufflent constamment parallèlement à l'équateur dans une direction. Les vitesses dans ce système global atteignent 50 à 150 m/s et plus. Aux limites des ceintures et des zones, de fortes turbulences sont observées, ce qui conduit à la formation de nombreuses structures tourbillonnaires. La formation la plus célèbre est la Grande Tache Rouge, observée à la surface de Jupiter depuis 300 ans.
Une fois apparu, le vortex soulève des masses de gaz chauffées avec des vapeurs de petits composants jusqu'à la surface des nuages. Les cristaux de neige ammoniacale qui en résultent, les solutions et composés d'ammoniac sous forme de neige et de gouttes, l'eau ordinaire, la neige et la glace descendent progressivement dans l'atmosphère jusqu'à atteindre des niveaux auxquels la température est suffisamment élevée et s'évaporent. Après quoi la substance à l'état gazeux retourne dans la couche nuageuse.
Au cours de l'été 2007, le télescope Hubble a enregistré des changements spectaculaires dans l'atmosphère de Jupiter. Les zones individuelles de l'atmosphère au nord et au sud de l'équateur se sont transformées en ceintures, et les ceintures en zones. Dans le même temps, non seulement les formes des formations atmosphériques ont changé, mais aussi leur couleur.
Le 9 mai 2010, l'astronome amateur Anthony Wesley (voir aussi ci-dessous) a découvert que l'une des formations les plus visibles et les plus stables dans le temps, la ceinture équatoriale sud, avait soudainement disparu de la surface de la planète. C’est à la latitude de la ceinture équatoriale sud que se situe la Grande Tache rouge, « baignée » par celle-ci. On pense que la raison de la disparition soudaine de la ceinture équatoriale sud de Jupiter est l'apparition au-dessus d'elle d'une couche de nuages plus clairs, sous laquelle est cachée une bande de nuages sombres. Selon les recherches menées par le télescope Hubble, il a été conclu que la ceinture n'avait pas complètement disparu, mais était simplement cachée sous une couche de nuages constitués d'ammoniac.
Superbe tache rouge
La Grande Tache Rouge est une formation ovale de différentes tailles située dans la zone tropicale sud. Elle a été découverte par Robert Hooke en 1664. Actuellement, ses dimensions sont de 15 à 30 000 km (le diamètre de la Terre est d'environ 12 700 km), et il y a 100 ans, les observateurs ont noté une taille deux fois plus grande. Parfois, ce n’est pas très clairement visible. La Grande Tache Rouge est un ouragan géant unique à longue durée de vie, dont le matériau tourne dans le sens inverse des aiguilles d'une montre et effectue une révolution complète en 6 jours terrestres.
Grâce aux recherches menées fin 2000 par la sonde Cassini, il a été constaté que la Grande Tache Rouge est associée à des courants descendants (circulation verticale des masses atmosphériques) ; Les nuages ici sont plus hauts et la température est plus basse que dans d’autres régions. La couleur des nuages dépend de la hauteur : les structures bleues sont les plus hautes, les brunes se trouvent en dessous, puis les blanches. Les structures rouges sont les plus basses. La vitesse de rotation de la Grande Tache Rouge est de 360 km/h. Sa température moyenne est de -163 °C, et entre les parties extérieure et centrale du spot, il y a une différence de température d'environ 3 à 4 degrés. On pense que cette différence est responsable du fait que les gaz atmosphériques au centre de la tache solaire tournent dans le sens des aiguilles d’une montre, tandis que ceux à la périphérie tournent dans le sens inverse des aiguilles d’une montre. Il a également été suggéré qu'il existe une relation entre la température, la pression, le mouvement et la couleur de la tache rouge, même si les scientifiques ne savent toujours pas exactement comment cela se produit.
De temps en temps, des collisions de grands systèmes cycloniques sont observées sur Jupiter. L'un d'eux s'est produit en 1975, provoquant une décoloration de la couleur rouge de la tache pendant plusieurs années. Fin février 2002, un autre vortex géant, l'Ovale Blanc, a commencé à être ralenti par la Grande Tache Rouge, et la collision s'est poursuivie pendant un mois entier. Cependant, cela n’a pas causé de dommages sérieux aux deux tourbillons, car il s’est produit tangentiellement.
La couleur rouge de la Grande Tache Rouge est un mystère. Une raison possible pourrait être des composés chimiques contenant du phosphore. En fait, les couleurs et les mécanismes qui créent l’apparence de toute l’atmosphère jovienne sont encore mal compris et ne peuvent être expliqués que par des mesures directes de ses paramètres.
En 1938, la formation et le développement de trois grands ovales blancs ont été enregistrés près de 30° de latitude sud. Ce processus s'est accompagné de la formation simultanée de plusieurs autres petits ovales blancs - des vortex. Cela confirme que la Grande Tache Rouge est le plus puissant des vortex joviens. Les documents historiques ne révèlent pas de systèmes similaires de longue durée dans les latitudes moyennes nord de la planète. De grands ovales sombres ont été observés près de 15° de latitude nord, mais apparemment les conditions nécessaires à l'émergence de vortex et à leur transformation ultérieure en systèmes stables comme la Tache Rouge n'existent que dans l'hémisphère sud.
Petite tache rouge
La Grande Tache Rouge et la Petite Tache Rouge en mai 2008 sur une photographie prise par le télescope Hubble
Quant aux trois vortex ovales blancs mentionnés ci-dessus, deux d'entre eux ont fusionné en 1998, et en 2000, un nouveau vortex a émergé a fusionné avec le troisième ovale restant. Fin 2005, le vortex (Oval BA, anglais Oval BC) a commencé à changer de couleur, acquérant finalement une couleur rouge, pour laquelle il a reçu un nouveau nom - la petite tache rouge. En juillet 2006, la Petite Tache Rouge est entrée en contact avec son « frère » aîné, la Grande Tache Rouge. Cependant, cela n'a eu aucun effet significatif sur les deux tourbillons : la collision s'est produite tangentiellement. La collision était prévue dès le premier semestre 2006.
Foudre
Au centre du vortex, la pression est plus élevée que dans la zone environnante et les ouragans eux-mêmes sont entourés de perturbations de basse pression. Sur la base de photographies prises par les sondes spatiales Voyager 1 et Voyager 2, il a été constaté que des éclairs colossaux d'une longueur de plusieurs milliers de kilomètres sont observés au centre de ces vortex. La puissance de la foudre est trois fois supérieure à celle de la Terre.
Champ magnétique et magnétosphère
Schéma du champ magnétique de Jupiter
Le premier signe de tout champ magnétique est l’émission radio, ainsi que les rayons X. En construisant des modèles de processus en cours, on peut juger de la structure du champ magnétique. Ainsi, il a été établi que le champ magnétique de Jupiter comporte non seulement une composante dipolaire, mais également un quadripôle, un octupôle et d’autres harmoniques d’ordres supérieurs. On suppose que le champ magnétique est créé par une dynamo similaire à celle de la Terre. Mais contrairement à la Terre, une couche d’hélium métallique sert de conducteur aux courants sur Jupiter.
L'axe du champ magnétique est incliné par rapport à l'axe de rotation de 10,2 ± 0,6°, presque comme sur Terre, cependant, le pôle magnétique nord est situé à côté du pôle géographique sud et le pôle magnétique sud est situé à côté du pôle géographique nord. L'intensité du champ au niveau de la surface visible des nuages est de 14 Oe au pôle nord et de 10,7 Oe au pôle sud. Sa polarité est opposée à celle du champ magnétique terrestre.
La forme du champ magnétique de Jupiter est très aplatie et ressemble à un disque (contrairement à la forme en forme de goutte de la Terre). La force centrifuge agissant sur le plasma co-rotatif d'un côté et la pression thermique du plasma chaud de l'autre étire les lignes de force, formant à une distance de 20 RJ une structure ressemblant à une fine crêpe, également connue sous le nom de magnétodisque. Il présente une fine structure de courant près de l’équateur magnétique.
Autour de Jupiter, comme autour de la plupart des planètes du système solaire, se trouve une magnétosphère, une région dans laquelle le comportement des particules chargées, le plasma, est déterminé par le champ magnétique. Pour Jupiter, les sources de ces particules sont le vent solaire et Io. Les cendres volcaniques éjectées des volcans d'Io sont ionisées par le rayonnement ultraviolet du soleil. C’est ainsi que se forment les ions soufre et oxygène : S+, O+, S2+ et O2+. Ces particules quittent l'atmosphère du satellite, mais restent en orbite autour de celui-ci, formant un tore. Ce tore a été découvert par Voyager 1 ; il se situe dans le plan de l'équateur de Jupiter et a un rayon de 1 RJ en section transversale et un rayon du centre (dans ce cas du centre de Jupiter) à la génératrice de la surface de 5,9 RJ. C’est cela qui change fondamentalement la dynamique de la magnétosphère de Jupiter.
Magnétosphère de Jupiter. Les ions du vent solaire capturés par le champ magnétique sont représentés en rouge dans le diagramme, la ceinture de gaz volcanique neutre d'Io est représentée en vert et la ceinture de gaz neutre d'Europe est représentée en bleu. ENA - atomes neutres. D'après les données de la sonde Cassini obtenues début 2001.
Le vent solaire venant en sens inverse est équilibré par la pression du champ magnétique sur des distances de 50 à 100 rayons de la planète ; sans l'influence de Io, cette distance ne serait pas supérieure à 42 RJ. Du côté nuit, elle s'étend au-delà de l'orbite de Saturne, atteignant une longueur de 650 millions de kilomètres ou plus. Les électrons accélérés dans la magnétosphère de Jupiter atteignent la Terre. Si la magnétosphère de Jupiter pouvait être vue depuis la surface de la Terre, ses dimensions angulaires dépasseraient les dimensions de la Lune.
Ceintures de rayonnement
Jupiter possède de puissantes ceintures de radiations. Lors de son approche de Jupiter, Galilée a reçu une dose de rayonnement 25 fois supérieure à la dose mortelle pour l'homme. L'émission radio de la ceinture de radiations de Jupiter a été découverte pour la première fois en 1955. L'émission radio est de nature synchrotron. Les électrons dans les ceintures de rayonnement ont une énergie énorme, s'élevant à environ 20 MeV, et la sonde Cassini a découvert que la densité électronique dans les ceintures de rayonnement de Jupiter est inférieure à celle attendue. Le flux d'électrons dans les ceintures de rayonnement de Jupiter peut constituer un grave danger pour les engins spatiaux en raison du risque élevé de dommages aux équipements par les radiations. En général, l'émission radio de Jupiter n'est pas strictement uniforme et constante, tant en temps qu'en fréquence. Selon les recherches, la fréquence moyenne d'un tel rayonnement est d'environ 20 MHz et toute la gamme de fréquences va de 5 à 10 à 39,5 MHz.
Jupiter est entourée d'une ionosphère longue de 3 000 km.
Aurores sur Jupiter
La structure des aurores sur Jupiter : l'anneau principal, le rayonnement polaire et les taches résultant de l'interaction avec les satellites naturels de Jupiter sont présentés.
Jupiter présente des aurores brillantes et persistantes autour des deux pôles. Contrairement à celles de la Terre, qui apparaissent pendant les périodes d'activité solaire accrue, les aurores boréales de Jupiter sont constantes, même si leur intensité varie d'un jour à l'autre. Ils se composent de trois composantes principales : la région principale et la plus brillante est relativement petite (moins de 1 000 km de large), située à environ 16° des pôles magnétiques ; les points chauds sont des traces de lignes de champ magnétique reliant les ionosphères des satellites à l'ionosphère de Jupiter et des zones d'émissions à court terme situées à l'intérieur de l'anneau principal. Des émissions aurorales ont été détectées dans presque toutes les parties du spectre électromagnétique, depuis les ondes radio jusqu'aux rayons X (jusqu'à 3 keV), mais elles sont plus brillantes dans la région infrarouge moyen (longueur d'onde 3-4 μm et 7-14 μm) et région ultraviolette profonde du spectre (ondes de longueur d'onde 80-180 nm).
La position des principaux anneaux auroraux est stable, tout comme leur forme. Cependant, leur rayonnement est fortement modulé par la pression du vent solaire : plus le vent est fort, plus les aurores sont faibles. La stabilité des aurores est maintenue par un afflux important d'électrons, accéléré en raison de la différence de potentiel entre l'ionosphère et le magnétodisque. Ces électrons génèrent un courant qui maintient une rotation synchrone dans le magnétodisque. L'énergie de ces électrons est de 10 à 100 keV ; pénétrant profondément dans l'atmosphère, ils ionisent et excitent l'hydrogène moléculaire, provoquant un rayonnement ultraviolet. De plus, ils réchauffent l’ionosphère, ce qui explique le fort rayonnement infrarouge des aurores et l’échauffement partiel de la thermosphère.
Les points chauds sont associés à trois lunes galiléennes : Io, Europe et Ganymède. Ils surviennent parce que le plasma en rotation ralentit à proximité des satellites. Les taches les plus brillantes appartiennent à Io, puisque ce satellite est le principal fournisseur de plasma ; les taches d'Europe et de Ganymède sont beaucoup plus faibles. On pense que les points lumineux à l’intérieur des anneaux principaux qui apparaissent de temps en temps sont associés à l’interaction de la magnétosphère et du vent solaire.
Grand spot radiographique
Photo combinée de Jupiter du télescope Hubble et du télescope à rayons X Chandra - février 2007.
En décembre 2000, le télescope orbital Chandra a découvert une source de rayonnement X pulsé aux pôles de Jupiter (principalement au pôle nord), appelée la grande tache de rayons X. Les raisons de ces radiations restent encore un mystère.
Modèles de formation et d'évolution
Les observations d'exoplanètes apportent une contribution significative à notre compréhension de la formation et de l'évolution des étoiles. Ainsi, avec leur aide, des caractéristiques communes à toutes les planètes similaires à Jupiter ont été établies :
Ils se forment avant même la diffusion du disque protoplanétaire.
L'accrétion joue un rôle important dans la formation.
Enrichissement en éléments chimiques lourds dû aux planétésimaux.
Il existe deux hypothèses principales qui expliquent les processus d'émergence et de formation de Jupiter.
Selon la première hypothèse, dite de « contraction », la relative similitude de la composition chimique de Jupiter et du Soleil (forte proportion d'hydrogène et d'hélium) s'explique par le fait que lors de la formation des planètes aux premiers stades de l'ère Au cours du développement du système solaire, des « condensations » massives se sont formées dans le disque de gaz et de poussière, ce qui a donné naissance aux planètes, c'est-à-dire que le Soleil et les planètes se sont formés de la même manière. Certes, cette hypothèse n'explique pas les différences existantes dans la composition chimique des planètes : Saturne, par exemple, contient plus d'éléments chimiques lourds que Jupiter, qui, à son tour, en contient plus que le Soleil. Les planètes telluriques sont généralement très différentes dans leur composition chimique de celles des planètes géantes.
La deuxième hypothèse (l’hypothèse de « l’accrétion ») affirme que le processus de formation de Jupiter, ainsi que de Saturne, s’est déroulé en deux étapes. Premièrement, sur plusieurs dizaines de millions d’années, s’est déroulé le processus de formation de corps solides denses, à l’instar des planètes telluriques. Puis la deuxième étape a commencé, lorsque le processus d'accrétion de gaz du nuage protoplanétaire primaire sur ces corps, qui avaient alors atteint une masse de plusieurs masses terrestres, a duré plusieurs centaines de milliers d'années.
Dès la première étape, une partie du gaz s'est dissipée de la région de Jupiter et de Saturne, ce qui a entraîné certaines différences dans la composition chimique de ces planètes et du Soleil. Lors de la deuxième étape, la température des couches externes de Jupiter et de Saturne a atteint respectivement 5 000 °C et 2 000 °C. Uranus et Neptune ont atteint la masse critique nécessaire pour commencer leur accrétion beaucoup plus tard, ce qui a affecté à la fois leur masse et leur composition chimique.
En 2004, Katharina Lodders de l'Université de Washington a émis l'hypothèse que le noyau de Jupiter était principalement constitué de matière organique dotée de propriétés adhésives, ce qui, à son tour, influençait grandement la capture par le noyau de la matière provenant de la région environnante de l'espace. Le noyau de roche-résine résultant, par la force de sa gravité, a « capté » le gaz de la nébuleuse solaire, formant ainsi le Jupiter moderne. Cette idée s'inscrit dans la deuxième hypothèse de l'émergence de Jupiter par accrétion.
Satellites et anneaux
Grands satellites de Jupiter : Io, Europe, Ganymède et Callisto et leurs surfaces.
Lunes de Jupiter : Io, Europe, Ganymède et Callisto
En janvier 2012, Jupiter comptait 67 satellites connus, soit le nombre maximum pour le système solaire. On estime qu'il pourrait y avoir au moins une centaine de satellites. Les satellites reçoivent principalement les noms de divers personnages mythiques, liés d'une manière ou d'une autre à Zeus-Jupiter. Les satellites sont divisés en deux grands groupes - internes (8 satellites, satellites internes galiléens et non galiléens) et externes (55 satellites, également répartis en deux groupes) - il existe donc 4 « variétés » au total. Les quatre plus grands satellites - Io, Europe, Ganymède et Callisto - ont été découverts en 1610 par Galilée]. La découverte des lunes de Jupiter a constitué le premier argument factuel sérieux en faveur du système héliocentrique de Copernic.
L'Europe
Le plus grand intérêt est l’Europe, qui possède un océan mondial dans lequel la présence de la vie est possible. Des études spéciales ont montré que l'océan s'étend sur 90 km de profondeur et que son volume dépasse le volume des océans de la Terre. La surface d’Europe est criblée de failles et de fissures apparues dans la coque glacée du satellite. Il a été suggéré que la source de chaleur d'Europe était l'océan lui-même et non le cœur du satellite. L'existence d'un océan sous-glaciaire est également supposée sur Callisto et Ganymède. Partant de l’hypothèse que l’oxygène pourrait pénétrer dans l’océan sous-glaciaire d’ici 1 à 2 milliards d’années, les scientifiques supposent théoriquement la présence de vie sur le satellite. La teneur en oxygène de l'océan européen est suffisante pour soutenir l'existence non seulement de formes de vie unicellulaires, mais également de formes de vie plus grandes. Ce satellite se classe au deuxième rang en termes de possibilité d'origine de la vie après Encelade.
Et à propos
Io est intéressante pour la présence de puissants volcans actifs ; La surface du satellite est remplie de produits de l'activité volcanique. Les photographies prises par les sondes spatiales montrent que la surface d'Io est jaune vif avec des taches brunes, rouges et jaune foncé. Ces taches sont un produit des éruptions volcaniques d'Io, constituées principalement de soufre et de ses composés ; La couleur des éruptions dépend de leur température.
[modifier] Ganymède
Ganymède est le plus grand satellite non seulement de Jupiter, mais en général du système solaire parmi tous les satellites des planètes. Ganymède et Callisto sont couverts de nombreux cratères ; sur Callisto, beaucoup d'entre eux sont entourés de fissures.
Callisto
On pense également que Callisto possède un océan sous sa surface ; ceci est indirectement indiqué par le champ magnétique de Callisto, qui peut être généré par la présence de courants électriques dans l'eau salée à l'intérieur du satellite. Le fait que le champ magnétique de Callisto change en fonction de son orientation par rapport au champ magnétique de Jupiter, c’est-à-dire qu’il existe un liquide hautement conducteur sous la surface de ce satellite, est également en faveur de cette hypothèse.
Comparaison des tailles des satellites galiléens avec la Terre et la Lune
Caractéristiques des satellites galiléens
Tous les grands satellites de Jupiter tournent de manière synchrone et font toujours face à Jupiter du même côté en raison de l'influence des puissantes forces de marée de la planète géante. Dans le même temps, Ganymède, Europe et Io sont en résonance orbitale les unes avec les autres. De plus, il existe une tendance parmi les satellites de Jupiter : plus le satellite est éloigné de la planète, plus sa densité est faible (Io - 3,53 g/cm2, Europe - 2,99 g/cm2, Ganymède - 1,94 g/cm2, Callisto - 1,83 g/cm2). Cela dépend de la quantité d'eau sur le satellite : il n'y a pratiquement pas d'eau sur Io, 8 % sur Europe, et jusqu'à la moitié de leur masse sur Ganymède et Callisto.
Petits satellites de Jupiter
Les satellites restants sont beaucoup plus petits et sont des corps rocheux de forme irrégulière. Parmi eux, il y a ceux qui tournent dans la direction opposée. Parmi les petits satellites de Jupiter, Amalthée présente un intérêt considérable pour les scientifiques : on suppose qu'à l'intérieur se trouve un système de vides résultant d'une catastrophe survenue dans un passé lointain - en raison d'un bombardement de météorites, Amalthée s'est brisée divisés en parties qui furent ensuite réunies sous l'influence de la gravité mutuelle, mais elles ne devinrent jamais un seul corps monolithique.
Métis et Adrastea sont les lunes les plus proches de Jupiter avec respectivement des diamètres d'environ 40 et 20 km. Ils se déplacent le long du bord de l'anneau principal de Jupiter sur une orbite d'un rayon de 128 000 km, faisant une révolution autour de Jupiter en 7 heures et étant les satellites les plus rapides de Jupiter.
Le diamètre total de l'ensemble du système de satellites de Jupiter est de 24 millions de km. De plus, on suppose que dans le passé Jupiter avait encore plus de satellites, mais que certains d'entre eux sont tombés sur la planète sous l'influence de sa puissante gravité.
Lunes à rotation inverse autour de Jupiter
Les satellites de Jupiter, dont les noms se terminent par « e » - Karme, Sinope, Ananke, Pasiphae et autres (voir groupe Ananke, groupe Karme, groupe Pasiphae) - tournent autour de la planète en sens inverse (mouvement rétrograde) et, selon les scientifiques, ne se sont pas formés avec Jupiter, mais ont été capturés par lui plus tard. Le satellite Triton de Neptune a une propriété similaire.
Lunes temporaires de Jupiter
Certaines comètes sont des lunes temporaires de Jupiter. Ainsi, en particulier, la comète Kushida - Muramatsu (anglais) russe. dans la période de 1949 à 1961. était un satellite de Jupiter, ayant effectué deux révolutions autour de la planète durant cette période. En plus de cet objet, au moins 4 lunes temporaires de la planète géante sont connues.
Anneaux de Jupiter
Anneaux de Jupiter (schéma).
Jupiter a de faibles anneaux découverts lors du survol de Jupiter par Voyager 1 en 1979. La présence d'anneaux a été suggérée en 1960 par l'astronome soviétique Sergei Vsekhsvyatsky, sur la base d'une étude des points éloignés des orbites de certaines comètes, Vsekhsvyatsky a conclu que ces comètes pourraient provenir de l'anneau de Jupiter et a suggéré que l'anneau s'était formé. en raison de l'activité volcanique des satellites de Jupiter (les volcans de Io ont été découverts deux décennies plus tard).
Les anneaux sont optiquement fins, leur épaisseur optique est d'environ 10 à 6 et l'albédo des particules n'est que de 1,5 %. Cependant, il est toujours possible de les observer : à des angles de phase proches de 180 degrés (en regardant « à contre-jour »), la luminosité des anneaux augmente d'environ 100 fois, et le côté nuit sombre de Jupiter ne laisse aucune illumination. Il y a trois anneaux au total : un anneau principal, un « anneau araignée » et un halo.
Une photographie des anneaux de Jupiter prise par Galilée en lumière directe et diffuse.
L'anneau principal s'étend de 122 500 à 129 230 km du centre de Jupiter. À l’intérieur, l’anneau principal se transforme en un halo toroïdal et à l’extérieur, il entre en contact avec le halo arachnoïdien. La diffusion directe observée du rayonnement dans la plage optique est caractéristique des particules de poussière de la taille du micron. Cependant, la poussière à proximité de Jupiter est soumise à de puissantes perturbations non gravitationnelles, de ce fait la durée de vie des grains de poussière est de 103 ± 1 ans. Cela signifie qu’il doit y avoir une source pour ces particules de poussière. Deux petits satellites situés à l'intérieur de l'anneau principal - Metis et Adrastea - conviennent au rôle de telles sources. En entrant en collision avec des météoroïdes, ils génèrent un essaim de microparticules, qui se propagent ensuite en orbite autour de Jupiter. Les observations de l'anneau arachnoïdien ont révélé deux ceintures distinctes de matière provenant des orbites de Thèbes et d'Amalthée. La structure de ces ceintures ressemble à la structure des complexes de poussières zodiacaux.
Astéroïdes troyens
Les astéroïdes troyens sont un groupe d'astéroïdes situés dans la zone des points de Lagrange L4 et L5 de Jupiter. Les astéroïdes sont en résonance 1:1 avec Jupiter et se déplacent avec lui en orbite autour du Soleil. Dans le même temps, il existe une tradition de nommer les objets situés près du point L4 d'après des héros grecs et près de L5 d'après des héros troyens. Au total, en juin 2010, 1 583 installations de ce type avaient été ouvertes.
Il existe deux théories expliquant l'origine des chevaux de Troie. Le premier affirme qu'ils sont apparus au stade final de la formation de Jupiter (l'option d'accrétion est envisagée). Parallèlement à la matière, des planétésimaux ont été capturés, sur lesquels une accrétion a également eu lieu, et comme le mécanisme était efficace, la moitié d'entre eux se sont retrouvés dans un piège gravitationnel. Inconvénients de cette théorie : le nombre d'objets ainsi apparus est de quatre ordres de grandeur supérieur à celui observé, et ils ont une inclinaison orbitale beaucoup plus élevée.
La deuxième théorie est dynamique. 300 à 500 millions d’années après la formation du système solaire, Jupiter et Saturne sont passés par une résonance de 1 : 2. Cela a conduit à une restructuration des orbites : Neptune, Pluton et Saturne ont augmenté le rayon de leur orbite, et Jupiter l'a diminué. Cela a affecté la stabilité gravitationnelle de la ceinture de Kuiper et certains des astéroïdes qui l'habitaient se sont déplacés vers l'orbite de Jupiter. Dans le même temps, tous les chevaux de Troie originaux, le cas échéant, ont été détruits.
Le sort futur des chevaux de Troie est inconnu. Une série de faibles résonances de Jupiter et de Saturne les fera se déplacer de manière chaotique, mais il est difficile de dire quelle sera la force de ce mouvement chaotique et s'ils seront éjectés de leur orbite actuelle. De plus, les affrontements entre eux réduisent lentement mais sûrement le nombre de chevaux de Troie. Certains fragments peuvent devenir des satellites, d’autres des comètes.
Collisions de corps célestes avec Jupiter
Comète du cordonnier - Levy
Une trace de l'un des débris de la comète Shoemaker-Levy, photographiée par le télescope Hubble, juillet 1994.
Article principal : Comète du cordonnier - Levi 9
En juillet 1992, une comète s'approche de Jupiter. Elle est passée à une distance d'environ 15 000 kilomètres du sommet des nuages, et la puissante influence gravitationnelle de la planète géante a déchiré son noyau en 17 gros morceaux. Cet essaim de comètes a été découvert à l'Observatoire du Mont Palomar par le couple Carolyn et Eugene Shoemaker et l'astronome amateur David Levy. En 1994, lors de la prochaine approche de Jupiter, tous les débris de la comète se sont écrasés dans l'atmosphère de la planète à une vitesse fulgurante - environ 64 kilomètres par seconde. Cet énorme cataclysme cosmique a été observé à la fois depuis la Terre et par des moyens spatiaux, notamment avec l'aide du télescope spatial Hubble, du satellite IUE et de la station spatiale interplanétaire Galileo. La chute des noyaux s'est accompagnée d'éclats de rayonnement dans une large gamme spectrale, de la génération d'émissions de gaz et de la formation de vortex à longue durée de vie, de modifications des ceintures de rayonnement de Jupiter et de l'apparition d'aurores, ainsi que d'un affaiblissement de la luminosité de Io. tore de plasma dans le domaine ultraviolet extrême.
Autres chutes
Le 19 juillet 2009, l'astronome amateur Anthony Wesley a découvert une tache sombre près du pôle Sud de Jupiter. Cette découverte a ensuite été confirmée à l'observatoire Keck à Hawaï. L'analyse des données obtenues a indiqué que le corps le plus probable tombé dans l'atmosphère de Jupiter était un astéroïde rocheux.
Le 3 juin 2010 à 20h31 heure internationale, deux observateurs indépendants - Anthony Wesley (Australie) et Christopher Go (Philippines) - ont filmé un éclair au-dessus de l'atmosphère de Jupiter, qui est très probablement la chute d'un nouveau corps jusqu'alors inconnu sur Jupiter. Un jour après cet événement, aucune nouvelle tache sombre n'a été détectée dans l'atmosphère de Jupiter. Des observations ont déjà été réalisées sur les plus grands instruments des îles hawaïennes (Gemini, Keck et IRTF) et des observations sont prévues sur le télescope spatial Hubble. Le 16 juin 2010, la NASA a publié un communiqué de presse indiquant que les images prises par le télescope spatial Hubble le 7 juin 2010 (4 jours après l'enregistrement de l'éruption) ne montraient aucun signe d'impact dans la haute atmosphère de Jupiter.
Le 20 août 2010, à 18 h 21 min 56 s, heure internationale, un éclair s'est produit au-dessus de la couverture nuageuse de Jupiter, qui a été découvert par l'astronome amateur japonais Masayuki Tachikawa de la préfecture de Kumamoto dans un enregistrement vidéo qu'il a réalisé. Au lendemain de l'annonce de cet événement, une confirmation a été trouvée auprès de l'observateur indépendant Aoki Kazuo, passionné d'astronomie originaire de Tokyo. Vraisemblablement, cela aurait pu être la chute d'un astéroïde ou d'une comète dans l'atmosphère d'une planète géante.
Lorsqu'une personne va conduire sa propre voiture vers une ville qui ne lui est pas familière, la première chose qu'elle fait est de connaître la distance jusqu'à celle-ci afin d'estimer le temps de trajet et de faire le plein d'essence. La distance parcourue sur la route ne dépendra pas du fait que vous preniez la route le matin ou le soir, aujourd'hui ou dans quelques mois. Avec les voyages dans l'espace, la situation est un peu plus compliquée et la distance à Jupiter, mesurée hier, se révélera dans six mois une fois et demie plus grande, puis recommencera à diminuer. Sur Terre, il serait très gênant de se rendre dans une ville elle-même en mouvement constant.
La distance moyenne entre notre planète et la géante gazeuse est de 778,57 millions de km, mais ce chiffre est à peu près aussi pertinent que les informations sur la température moyenne dans un hôpital. Le fait est que les deux planètes se déplacent autour du Soleil (ou, plus précisément, autour du centre de masse du système solaire) sur des orbites elliptiques et avec des périodes orbitales différentes. Pour la Terre, cela équivaut à un an et pour Jupiter, c'est presque 12 ans (11,86 ans). La distance minimale possible entre eux est de 588,5 millions de km et la distance maximale est de 968,6 millions de km. Les planètes semblent se déplacer sur une balançoire, tantôt se rapprochant, tantôt s'éloignant.
La Terre se déplace à une vitesse orbitale plus élevée que Jupiter : 29,78 km/s contre 13,07 km/s, et est nettement plus proche du centre du système solaire, et le rattrape donc tous les 398,9 jours, se rapprochant ainsi. Compte tenu de l'ellipticité des trajectoires de mouvement, il existe des points dans l'espace où la distance entre les planètes devient presque minime. Pour le couple Terre-Jupiter, la période de temps pendant laquelle ils se rapprochent régulièrement de cette manière est d'environ 12 ans.
Grandes controverses
De tels moments sont généralement appelés dates de grands affrontements. De nos jours, Jupiter surpasse tous les objets célestes du ciel étoilé par sa luminosité, se rapprochant de la lueur de Vénus, et à l'aide d'un petit télescope ou de jumelles, il devient possible d'observer non seulement la planète elle-même, mais même ses satellites. Ainsi, les astronomes et simplement les connaisseurs de la beauté du ciel étoilé attendent avec impatience les oppositions pour observer de plus près un corps cosmique lointain et peu étudié et peut-être même découvrir quelque chose jusqu'alors inconnu de la science.
La prochaine opportunité unique d’observer Jupiter dans les conditions les plus confortables pour un observateur terrestre se présentera dans la dernière décade de septembre 2022. À de tels moments à la surface de la planète, à l'aide d'un petit télescope, vous pouvez clairement voir la fameuse tache rouge, des rayures sur le disque du corps céleste, divers vortex qui s'y déroulent et bien plus encore. Quiconque a observé une fois dans sa vie cette planète fascinante à l’aide d’un télescope s’efforcera de le faire encore et encore.
Voler plus tard pour arriver plus tôt
À l'intérieur de la Grande Tache Rouge
Connaissant la cinématique du mouvement planétaire et la vitesse prévue du vaisseau spatial, vous pouvez choisir la date de lancement optimale du lanceur afin de voler vers Jupiter le plus rapidement possible, en utilisant moins de carburant. Pour être plus précis, ce n'est pas la station interplanétaire qui vole vers le corps céleste, mais les deux se dirigeant vers le lieu de rencontre, seule la route de la planète est restée inchangée depuis des milliers d'années, et la trajectoire de l'avion peut être choisi. Il existe des options selon lesquelles un véhicule qui décolle plus tard pourra atteindre la cible plus tôt. Afin de les réaliser, ils s'efforcent de construire une fusée avant la date appropriée pour le lancement. Il y a des cas où il est plus rentable de voler plus longtemps, mais d'utiliser ensuite une source d'énergie « gratuite » lors des accélérations et des manœuvres - l'attraction gravitationnelle d'autres planètes.
Exploration de la planète
Huit missions spatiales ont déjà participé à l'étude de Jupiter et la neuvième, Juno, est en cours. La date de départ de chacun d'eux a été choisie en tenant compte du parcours choisi.
Ainsi, la station orbitale Galileo, avant de devenir un satellite artificiel de Jupiter, a passé plus de six ans sur la route, mais elle a réussi à visiter Vénus et quelques astéroïdes, ainsi qu'à survoler la Terre à deux reprises.
Mais la sonde New Horizons a atteint la géante gazeuse en seulement 13 mois, puisque sa cible principale est bien plus éloignée : Pluton et la ceinture de Kuiper.
Saturne est la sixième planète du système solaire. Le deuxième plus grand, et sa densité est si faible que si vous remplissez un énorme réservoir d'eau et y placez Saturne, il flottera librement à la surface sans être complètement immergé dans l'eau. La principale attraction de Saturne réside dans ses anneaux, constitués de poussière, de gaz et de glace. Un grand nombre d'anneaux entourent la planète, dont le diamètre est plusieurs fois supérieur au diamètre de la Terre.
Comment est Saturne ?
Vous devez d’abord déterminer de quel type de planète il s’agit et avec quoi elle est « mangée ». Saturne est la sixième planète à partir du Soleil, du nom des anciens Grecs romains qui l'appelaient Kronos, le père de Zeus (Jupiter). Au point le plus éloigné de l'orbite (aphélie), la distance à l'étoile est de 1 513 milliards de km.
Un jour planétaire ne dure que 10 heures et 34 minutes, mais une année planétaire dure 29,5 années terrestres. L'atmosphère de la géante gazeuse est principalement constituée d'hydrogène (elle en représente 92 %). Les 8 % restants proviennent d'impuretés d'hélium, de méthane, d'ammoniac, d'éthane, etc.
Lancés en 1977, Voyager 1 et Voyager 2 ont atteint l'orbite de Saturne il y a quelques années et ont fourni aux scientifiques des informations inestimables sur cette planète. Des vents dont la vitesse atteint 500 m/s ont été observés en surface. Par exemple, le vent le plus fort sur Terre n'atteignait que 103 m/s (New Hampshire,
Tout comme la grande tache rouge sur Jupiter, il existe un grand ovale blanc sur Saturne. Mais la seconde n’apparaît que tous les 30 ans, et sa dernière apparition remonte à 1990. Dans quelques années, nous pourrons le revoir.
Rapport de taille de Saturne et de la Terre
Combien de fois Saturne est-elle plus grande que la Terre ? Selon certaines données, Saturne est 10 fois plus grande que notre planète en diamètre seulement. Le volume est 764 fois, c'est-à-dire que Saturne peut accueillir exactement ce nombre de nos planètes. La largeur des anneaux de Saturne est 6 fois supérieure au diamètre de notre planète bleue. Il est tellement gigantesque.
Distance de la Terre à Saturne
Tout d'abord, vous devez prendre en compte le fait que toutes les planètes du système solaire ne se déplacent pas en cercles, mais en ellipses (ovales). Il arrive des moments où la distance au Soleil change. Il peut se rapprocher, il peut s'éloigner. Sur Terre, cela est clairement visible. C'est ce qu'on appelle le changement des saisons. Mais la rotation et l'inclinaison de notre planète par rapport à son orbite jouent ici un rôle.
Par conséquent, la distance entre la Terre et Saturne variera considérablement. Vous découvrirez maintenant combien. À l’aide de mesures scientifiques, il a été calculé que la distance minimale entre la Terre et Saturne en kilomètres est de 1 195 millions, tandis que la distance maximale est de 1 660 millions.
Comme vous le savez, la vitesse de la lumière (selon la théorie de la relativité d’Einstein) est une limite infranchissable dans l’Univers. Il nous semble inaccessible. Mais à l’échelle cosmique, c’est négligeable. En 8 minutes, la lumière parcourt la distance jusqu'à la Terre, soit 150 millions de km (1 UA). La distance jusqu'à Saturne doit être parcourue en 1 heure et 20 minutes. Ce n'est pas si long, pourriez-vous dire, mais pensez simplement à la vitesse de la lumière qui est de 300 000 m/s !
Si vous prenez une fusée comme moyen de transport, il faudra des années pour parcourir la distance. Les engins spatiaux destinés à étudier les planètes géantes ont duré de 2,5 à 3 ans. Pour le moment, ils se trouvent en dehors du système solaire. De nombreux scientifiques pensent que la distance entre la Terre et Saturne peut être parcourue en 6 ans et 9 mois.
Qu'est-ce qui attend une personne près de Saturne ?
Pourquoi avons-nous besoin de cette planète à hydrogène, où la vie ne pourrait jamais naître ? Saturne intéresse les scientifiques avec sa lune nommée Titan. Le plus gros satellite de Saturne et le deuxième plus grand du système solaire (après Ganymède près de Jupiter). Les scientifiques ne s'y intéressaient pas moins qu'à Mars. Titan est plus grand que Mercure et possède même des rivières à sa surface. Il est vrai que les rivières sont constituées d'éthane.
La force gravitationnelle sur le satellite est moindre que sur Terre. Le principal élément présent dans l’atmosphère est l’hydrocarbure. Si nous parvenons à atteindre Titan, ce sera un problème très urgent pour nous. Mais vous n’aurez pas besoin de combinaisons spatiales serrées. Seulement des vêtements très chauds et une bouteille d'oxygène. Compte tenu de la densité et de la gravité de Titan, nous pouvons affirmer avec une grande certitude qu'une personne sera capable de voler. Le fait est que dans de telles conditions, notre corps peut flotter librement dans les airs, sans forte résistance de la gravité. Nous n’avons besoin que d’ailes de modèles ordinaires. Et même s'ils tombent en panne, une personne pourra « seller » doucement la surface dure du satellite sans aucun problème.
Pour réussir la colonisation de Titan, il sera nécessaire de construire des villes entières sous des dômes hémisphériques. Ce n’est qu’alors qu’il sera possible de recréer un climat similaire à celui de la Terre, propice à une vie plus confortable et à la culture des produits alimentaires nécessaires, ainsi qu’à l’extraction de précieuses ressources minérales des entrailles de la planète.
Le manque de lumière solaire sera également un problème aigu, car le Soleil près de Saturne semble petit. Les hydrocarbures, qui recouvrent en abondance la planète de mers entières, remplaceront les batteries solaires. Les premiers colonisateurs en recevront de l'énergie. L'eau se trouve profondément sous la surface de la Lune sous forme de glace.
> > > Combien de temps pour voler vers Jupiter
Combien de temps faut-il pour voler de la Terre à Jupiter ?: distance au Soleil et à la Terre, rotation sur une orbite elliptique, lancements des vaisseaux spatiaux Voyager et Juno avec photos.
Nous savons que Jupiter est la plus grande planète du système solaire. Nez combien de temps dure le vol vers Jupiter ?? Et qu’est-ce qui influence cela ?
En raison de son ampleur, la géante gazeuse est difficile à manquer. La planète elle-même est déjà intéressante en raison de ses conditions météorologiques et de ses satellites pouvant héberger des océans souterrains. Cela signifie que ce sont les meilleurs endroits où chercher la vie.
Et pourtant, nous ne préparons pas encore de mission humaine et ne parlons que d'un vol vers Mars. Le fait est que Jupiter est situé trop loin. Combien? Voyons combien d'années il a fallu au vaisseau spatial pour voler vers Jupiter.
Pioneer 10 fut le premier à démarrer en 1972. Il a passé 640 jours, mais a choisi un itinéraire qui lui a permis d'explorer le système extérieur, en s'éloignant de 130 000 km de la planète elle-même. Un an plus tard, Pioneer 11 a volé, ce qui a duré 606 jours. La distance de Jupiter est de 21 000 km.
En 1979, Voyager 1 a passé 546 jours pour le voyage, tandis que Voyager 2 a mis 688 jours. En moyenne, il s'avère que vous aurez besoin de 550 à 650 jours. Mais si vous voulez vous mettre en orbite, vous devrez ralentir.
Le seul en orbite était Galileo en 1989. Il ne pouvait pas se rendre directement sur la planète, alors il a lancé deux frondes gravitationnelles à travers la Terre et Vénus et a passé 2 242 jours sur la route. Ce ralentissement est important, sinon vous dépasserez simplement l'objet.
En 2016, la sonde Juno s’est approchée de la planète, ce qui a mis 1 795 jours. Mais ce n'est pas la dernière visite. Les satellites nous intéressent toujours, l'ESA pourrait donc lancer en 2022 un appareil qui voyagera... pendant 20 ans !
L'objectif principal de la mission était l'Europe, qui pouvait préserver la vie dans son océan. Combien de temps dure le vol? Si vous vous précipitez, alors environ 600 jours, et si vous visez une position orbitale, alors environ 2000. Vous savez maintenant combien de temps il faut pour voler de la Terre à Jupiter.
