LES SATELITES DE JUPITER

- Les principaux satellites :

Jupiter et les satellites galilléens.

Les satellites galilléens à l'échelle : 

Les satellites galiléens Io, Europe, Ganymède, Callisto et leur structure interne.

- IO

D'un diamètre de 3 630 km, Io se présente comme un monde volcanique. Ce satellite est composé d'un noyau de fer qui s'étend sur 1 800 km, soit la moitié de son diamètre. Sa surface rouge orangée ressemble à une " pizza " sans cratère. Son plus haut relief est de 16 km soit deux fois la taille de l'Himalaya.  Contrairement à la Terre, son activité volcanique n'est pas due à l'énergie qu'il libère mais à des forces de marée exercées par Jupiter, Europe et Ganymède. A une distance de 422 000 km de Jupiter ce satellite décrit une orbite située au milieu du champ magnétique de Jupiter. Les deux tiers du magma pourraient venir du manteau supérieur (100 à 200 km) et un tiers du manteau inférieur (plus de 1 000 km). En 1979, Voyager I a observé l'éruption de plusieurs volcans et a constaté qu'ils projetaient des gaz et des particules jusqu'à 300 km d'altitude à 3000 km/h. Io dégage plus deux fois plus d'énergie que la Terre malgré sa petite taille. Ce corps est le plus actif du Système solaire. Dans des plaines la température se situe entre -150 °C et -200 °C mais celle des matériaux éjectés atteint 100 °C et celle des lacs de lave peut même s'élever au-delà de 1 000 °C. La sonde Galileo a même surpris des fontaines de 1500 m de hauteur. Ceci est dû à la faible pression du satellite. Ce satellite possède au moins 200 volcans. Io entraîne des aurores polaires sur Jupiter suite à d'importantes éruptions qui éjectent du soufre et de l'hydrogène capturés par le champ magnétique de Jupiter et qui forment, le long de l'orbite de la petite lune, un nuage du plasma, le tore de Io et un tube de flux qui relie Io à Jupiter. Io pourrait présenter un champ magnétique. Voici une vidéo de la rotation de Io.

Cliquez ici pour voir une vidéo de la rotation de Io Cliquez ici pour voir une animation de la rotation de Io en gif : 295 ko Éruption de Masubi d'après la sonde Galileo, en 1999

Io vu par la sonde Galileo

Le volcan Pele

La caldeira du volcan Tupan d'après des photos de la sonde Galilèo en aout 2001

Haemus Mons est une montagne localisée près du pôle Sud de Io. Ses mesures de la base de près de 200 sur 100 kilomètres

Cette image prise par la sonde Galiléo, fait apparaître un cordon de lave incandescente
long de 60 km. D'après des photographies Io pourrait avoir 200 volcans.

JUPITER

ASPECT DE LA PLANETE

Cette planète, la plus grosse du Système solaire avec un diamètre de 142 800 km (11 fois la taille de la Terre et 1 400 fois le volume de cette dernière), serait une " étoile ratée ", qui n'a pas pu déclencher une réaction thermonucléaire car elle n'est pas assez massive. Située à 778,34 millions de km du Soleil, Jupiter accomplit un tour de son orbite en 11 années et 9 mois. Malgré sa taille, les journées durent seulement 10 heures. Mais Jupiter ralentit très lentement sa rotation à cause de la friction produite par les satellites galiléens. Les mêmes forces de marée modifient l'orbite des lunes de Jupiter en les éloignant très lentement de Jupiter. En 1971 et 1972, les sondes Pioneer X et Pioneer XI ont été les premières à passer près d'elle et à l'étudier.

Jupiter possède un champ gravitationnel si puissant qu'il atteindrait l'orbite de Saturne. Grâce à sa force de gravitation, elle peut dévier la trajectoire des astéroïdes et des comètes qui s'approchent trop près d'elle. C'est la raison pour laquelle deux groupes d'astéroïdes, nommés " les Troyennes ", gravitent sur son orbite.

Le 22 juillet 1994, la comète Shoemaker-Levy 9, qui s'est trop approchée, s'est d'abord fragmentée en vingt-trois corps entrés en collision avec la planète.

Jupiter après l'impact de la comète Shoemaker-Levy 9

Cliquez ici pour voir une vidéo de l'impact de Jupiter et d'un des 22 fragments de la comète Shoemaker-Levy

Masse réciproque : 1.047.355 Masse (Terre=1) : 317.938 Masseb (g) : 1.900x1030 Rayon équatorial (Terre=1) : 11.209 Rayon équatorial (km) : 71,492 Ellipticitéc : 0.0649 Densité moyenne (g/cm3) : 1.33 Gravité à la surface équatorial (m/s2) : 22.88 Vitesse de libération équatorial (km/s2) : 59.6 Période de rotation sidérale : 9.841 heuresg Inclinaison de l'équateur/orbite : 3".12 Distance moyenne au Soleil (AU) : 1.5237 Distance moyenne au Soleil (106 km) : 227.94 Période sidérale (années) : 1.88089 Période sidérale (jours) : 686.980 Période synodique (jours) : 779.94 Vitesse principale orbitale (km/s) : 24.13 Excentricité orbitale : 0.0934 Inclinaison par rapport à l'écliptique (degrés) : 1.850 Jupiter possède 63 satellites

Voici une vidéo nous présentant la planète Jupiter et ses satellites

L'ATMOSPHERE ET LA STRUCTURE INTERNE DE LA PLANETE

Au niveau de son noyau dense, qui représenterait 10 à 20 fois la masse de la Terre et qui aurait un rayon de 18 000 km, constitué d'hydrogène rocheux, il fait plus de 20 000 °C avec une pression de 100 millions d'atmosphères.

De 18 000 à 54 000 km du noyau, l'hydrogène est métallique, il y fait de 11 000°C à 20 000°C sous une pression telle que les molécules se cassent.

De 54 000 à 67 500 km du centre du noyau ont y trouve de l'hydrogène + de l'hélium liquide avec des température de 38°C jusqu'à 11 000°C. Ces éléments ne sont possibles qu'à une pression dépassant les 4 millions de bars comme c'est le cas sur Jupiter (et Saturne). C'est aussi un bon conducteur électrique, ce qui explique l'origine de son champ magnétique.

Puis dès 67 500 km du centre du noyau l'hélium devient gazeux avec une pression de 10 atmosphères et un température de 38°C.

La couche la plus supérieure a 60 km d'épaisseur avec des vents de plus 1 200 km/h Elle est composée de molécules d'hydrogène et d'hélium qui sont gazeuses en altitude. L'atmosphère que l'on voit n'est que le dernier sommet de cette profonde couche. Eau, gaz carbonique, méthane et d'autres molécules simples sont aussi présentes en très faible quantité. La température est de -120°C.

Structure interne de Jupiter

L'atmosphère de cette planète contient :
- 82 % d'hydrogène
- 17 % d'hélium
- 1 % de méthane, d'acétylène d'ammoniac, d'éthane...

Cette composition est très proche de celle de la Nébuleuse Solaire où le système solaire a été formé.

A partir du 17/12/1995, la sonde Galileo a été mise en orbite autour de Jupiter et y a envoyé un module atmosphérique pour analyser son atmosphère. Jupiter est une planète gazeuse. Son atmosphère, composée de larges bandes de gaz parallèles à l'équateur. Certaines bandes tournent d'est en ouest et d'autres en sens inverse. De légères différences de température entre ces bandes sont responsables des bandes colorées qui domine l'apparence de Jupiter. Les bandes claires sont appelées zones tandis que les sombres sont appelées ceintures. Les différences de couleur des nuages seraient dues à leur altitude différente : les bleus sont les plus bas, suivis par les bruns et les blancs et les rouges sont les plus hauts.

Sa magnétosphère est si importante qu'elle s'étend à plus de 650 millions de kilomètres donc elle atteindrait l'orbite de Saturne. Puis à 5 000 km plus haut, la température n'est plus qu'à 38°C et l'hydrogène n'est plus un liquide mais un gaz.

Le module européen de la sonde Galileo envoyé dans l'atmosphère de Jupiter.
Les missions qui ont été envoyées et celles qui vont bientôt être envoyées.

- La grande tache rouge

En 1665, une grande tache rouge fut découverte. Cette Grande Tache Rouge est un tourbillon de 12 000 x 25 000 km (soit 2 fois la taille de la Terre) où règnent des vents de plus 500 km/h. Lors du passage des sondes Voyagers I et II en 1977 elle était 4 fois plus grande que la Terre. En 2040 elle devrait être de la taille de la Terre et disparaître dans un siècle si tout continue comme cela sauf si un de ces plus petits tourbillons continue à s'avancer et se mélange avec la Grande Tache Rouge . Les observations infrarouges et le sens de sa rotation indiquent que la Grande Tache Rouge est une région de haute pression dont la partie supérieure des nuages est beaucoup plus haute et plus froide que les régions voisines. Il est étonnant de voir la façon dont cette structure peut persister aussi longtemps.

Au sud tournent des nuages blancs d'une forme ovale, des anticyclones qui perturbent la ceinture de nuages sud-tropicale. 

La Grande Tache Rouge de Jupiter.

Jupiter dégage plus d'énergie dans l'espace qu'elle n'en reçoit du Soleil. Ceci est dû à la chaleur de son noyau, générée par le mécanisme de Kelvin-Helmholtz, lente compression gravitationnelle de la planète. Jupiter ne produit pas d'énergie comme le Soleil (par fusion nucléaire) car elle est trop petite et son noyau trop froid. Cette chaleur interne produit de profonds courants de convection jusque dans les couches liquides de Jupiter et elle est sans doute responsable des mouvements complexes des nuages comme le montre cette animation de la Grande Tache Rouge et des nuages de Jupiter.

Cliquer ici pour voir l'animation plus grande

LES ANNEAUX DE LA PLANETE

Jupiter possède de minces anneaux comme Saturne mais beaucoup plus petits. Ils ont étaient découverts par Voyager I. Les trois plus grands tournent autour de la planète à des distances comprises entre 92 000 et 250 000 km.

Contrairement à Saturne, les anneaux de Jupiter sont sombres et sont probablement composés de minuscules grains de roche. Les petits satellites Adrastée et Métis décrivent leur orbite dans les anneaux ainsi que des sources pour les anneaux.

Les anneaux de Jupiter.

LES ASTEORIDES

TYPES D'ASTEROÏDES

La ceinture d'astéroïde
Entre Mars et Jupiter, à 478,72 millions de km de distance du Soleil, gravitent des petits corps de forme irrégulière appelés astéroïdes. Il y aurait entre 1,10 et 1,90 millions d'astéroïdes de plus de 1 km de diamètre. Les scientifiques pensent que cette ceinture d'astéroïdes large de 200 millions de kilomètres, serait une planète qui n'aurait pas pu se former à cause de la gravitation de Jupiter.
Les géocroiseurs

Du fait des perturbations des planètes et du Soleil, certains astéroïdes possèdent leur propre orbite excentrique et se rapprochent plus ou moins du Soleil. Les astronomes qui les ont nommés les astéroïdes vagabonds, les ont classés en trois catégories : les amors, les apollos et les atens.
Depuis le début des années 70, environ 250 astéroïdes de la première classe ont été trouvés près de la Terre. L'astéroïde Amor, découvert en 1932, a été le premier prototype de cette classe à être découvert, d'où le nom de cette catégorie d'astéroïdes.
L'astéroïde Apollo a été le premier des apollos à être découvert en 1932. Cet astéroïde qui coupe deux fois l'orbite de la Terre, s'approche de nous à seulement 3,7 millions de km.
Les atens sont des astéroïdes qui ne s'aventurent jamais très loin de l'orbite terrestre. Ils peuvent la traverser jusqu'à quatre fois par an et sont donc ceux qui peuvent le plus facilement entrer en collision avec la Terre. Depuis la découverte du premier atens en 1976, une vingtaine d'autres ont été repérés.

La majorité des astéroïdes gravitent entre Mars et Jupiter. Mais certains ont leurs propre orbite comme Hidalgo et leurs orbites sont souvent très inclinées par rapport à l'écliptique comme celle d'Adonis. D'autres astéroïdes se trouvent sur l'orbite d'une planète comme les Troyennes, (un groupe de 700 astéroïdes dans le groupe de devant et 2 fois moins dans le groupe qui suit Jupiter) qui sont des objets situés sur la même orbite que Jupiter, mais ils sont placés 60° en avant et en arrière.

Les astéroïdes qui sont sur une trajectoire de collision avec la Terre sont appelés météoroïdes. Lorsqu'un météoroïde entre dans notre atmosphère à haute vélocité, la friction provoque l'incinération de ce débris de l'espace en laissant une trace de lumière appelée météore ou étoile filante ou bolide si sa magnitude est supérieure à celle de Vénus. Si ce météroïde ne brûle pas complètement, ce qui reste frappe la surface de la Terre et est appelé une météorite.
Le diamètre de ces corps va de 960 km pour Cérès voir même 1270 km pour 2001KX76, à celui de minuscules grains de poussière. Seuls 110 astéroïdes ont un diamètre supérieur 100 km. Les plus sombres se rencontrent dans les régions externes tandis que les plus clairs sont en général dans la région interne. D'après des observations faites au sol, aucun astéroïde ne tourne sur lui même en moins de 2 heures. Contrairement aux planètes, ces petits corps ne possèdent pas d'atmosphère.

En 1991 et 1993, la sonde Galileo est la première sonde à avoir rendu visite à deux astéroïdes :

Gaspra

Ida

Le 17 février 1996 la sonde Near a été envoyée et est passée à 1 210 km de l'astéroïde Mathilde le 27 juin 1997. Puis le 2 février 2000 elle s'est mise en orbite autour d'Eros, un astéroïde d'une taille de 10 x 2,5 x 2,5 km qui fait un tour sur lui-même en 5 h 16 min. Et pour finir, La sonde s'est posée sur l'astéroïde. 

Cette image de l'astéroïde de la ceinture principale 253 Mathilde a été prise par la sonde NEAR le 27 juin 1997 lors de son passage le plus proche de l'astéroïde. L'image a été prise à une distance de 1200 km. La zone couverte fait environ 20 km de haut en bas et l'éclairage vient du coin inférieur droit. Des cratères d'impact allant de 30 km à moins de 0,5 km sont visibles. Cela met en évidence une histoire violente d'impacts sur Mathilde. On estime que les dimensions de Mathilde font 50 x 53 x 57 km. Environ 60 % de la surface a été photographiée par NEAR et cinq cratères
de plus de 20 km de diamètre ont été vus.

Cliquez ici pour voir une vidéo du survol de l'astéroïde Mathilde par la sonde Near.

la sonde Near et l'astéroïde Eros.

Image du grand cratère d'Éros, large de 5,3 km. Dans la vue en fausses couleurs, les teintes les plus rouges représentent de la roche et du régolite qui ont été altérés chimiquement par exposition au vent solaire et à de petits impacts. Les teintes plus bleues représentent du régolite et du rocher plus récents et moins altérés. Image animée de l'astéroïde avec une belle vue du grand cratère.

Voici la dernière photo prise par la sonde Near : c'est l'instant de l'impact

Cérès, est le deuxième plus gros astéroïde connu et le premier à avoir été découvert par Giuseppe Piazzi, le 1/01/1801. Cette astéroïde tourne autour du Soleil en 4,6 années terrestres et son diamètre estimé est de 960 km. D'après des images du télescope spatial Hubble Cérès parait bien plus aplati que ce que l'on supposait d'après sa rotation. Il possède une surface très primitive et peut- être une très faible atmosphère.

Vesta, l'astéroïde le plus brillant. Il est le seul astéroïde visible à l'oeil nu avec un magnitude de 5,30. Découvert le 29/03/1807 par Heinrich Olbers, Vesta fût la quatrième "planète tellurique" à être découverte. Parmi les astéroïdes, c'est le second en masse et le troisième en taille. Il tourne autour du Soleil en 3,6 années terrestres et son diamètre moyen est d'environ 520 km. Vesta est un corps sec qui a été resurfacé par des flots de lave basaltique, et qui aurait pu posséder un océan de magma comme la Lune. Comme celle-ci, elle a été frappée de nombreuses fois par des rochers dérivants plus petits, et les impacts ont expulsé des météorites à au moins cinq reprises dans les cinquante derniers millions d'années. Il possède un énorme cratère près de son pôle sud.

L'image ci-dessus montre Vesta et Cérès tels que les a vus le télescope spatial Hubble et l'astéroïde Éros qui a été récemment exploré par la sonde Near. Vesta et Cérès sont beaucoup plus massifs que n'importe quel autre corps de cette région de l'espace et constituent de véritables "mini planètes".
Les missions qui ont été envoyées et celles qui vont bientôt être envoyées.

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ET GEOCROISEURS EN CHIFFRES

Ces images montrent Toutatis un géocroiseur, d'après des observations faites au sol.

MARS

LA COMPOSITION DE MARS
Avec une distance de 227,90 millions de km au Soleil, elle accomplit un tour d'orbite en 687 jours, ce qui fait que ses saisons durent deux fois plus longtemps que sur Terre. La température moyenne sur Mars est de -53 °C. A l'équateur, il peut y faire jusqu'à 27°C le jour en été et -73°C la nuit. Au pôle Sud, la température peut descendre jusqu'à -127 °C. Bien que la mieux adaptée pour la vie, on n'y a pas trouvé trace de vie.
Tout comme la Terre cette planète est composée de trois principales zones :
- La croûte qui est épaisse de 40 à 60 km est généralement composée de roches cristallines riches en quartz (ou silice) et de feldspaths (des minéraux contenant de la silice et de l'aluminium).
- Le manteau est principalement composé d'olivine et de pyroxènes, des minéraux riches en fer et en magnésium.
- Quant au noyau, de 2 000°C, il est composé d'un alliage métallique fait principalement de fer et de nickel.

La structure interne de Mars. La planète rouge devrait posséder, comme la Terre, un noyau (1300 à 2000 km de rayon), un manteau (1100 à 1800 km) et une croûte (40 à 50 km). La croûte martienne est trois fois plus épaisse que la croûte terrestre et empêcherait toute activité tectonique.

Mars est une planète deux fois plus petite que la Terre avec son diamètre de 6 794 km. Le magnétomètre de la sonde Mars Global Surveyor.vient de mettre en évidence une éventuelle tectonique des plaques sur la planète rouge, il a également permis de préciser la nature exacte du champ magnétique martien, en particulier son origine et son évolution.
L'hypothèse d'une tectonique des plaques martienne semble compléter à merveille (un peu trop) la découverte par la sonde Pathfinder et son compagnon monté sur roues, Sojourner, d'andésites sur Mars. Effectivement, ces roches volcaniques se forment sur Terre principalement au niveau des zones de subduction ! De plus, on sait que l'eau joue un rôle majeur dans le mécanisme de la tectonique des plaques, en jouant par exemple le rôle de lubrifiant. De la à associer tectonique des plaques martiennes et océans martiens, il n'y a qu'un pas que l'on est tenté de franchir assez vite
Si l'hypothèse audacieuse d'une tectonique des plaques martiennes est confirmée, il va falloir revoir sérieusement notre vision de la planète Mars. La planète rouge aurait été, dans sa jeunesse, un astre beaucoup plus actif et dynamique que ce que l'on croyait jusqu'à maintenant. La tectonique des plaques a favorisé une grande diversité d'environnements sur Terre, et par la même, a joué un rôle prépondérant dans l'apparition de la vie, grâce au volcanisme, au maintien de sources hydrothermales, etc.

Tout comme sur la Lune, il est possible d'y voir des zones appelées " continents " et
des zones plus foncées appelées " mers ", mais aussi des calottes polaires blanches.
Cliquez ici pour agrandir la carte de Mars

Suivant les saisons, les " mers " changent de taille après des tempêtes de poussière. Les deux calottes polaires sont très différentes, aussi bien par leur superficie que par leur composition. Celle du nord est un vaste glacier d'eau, tandis que celle du sud est une surface beaucoup plus réduite de gaz carbonique gelé.

Cliquez ici pour voir une vidéo qui montre l'évolution de la calotte polaire nord au fure et à mesure des saisons martiennes

 
Voici une vidéo nous parlant des mystères de Mars
que beaucoup de missions nous ont dévoilé

Son paysage est dominé par des dunes de sable orangé, des déserts jonchés de cailloux.

En 1976 et 1979, Mars a reçu la visite de la sonde Viking I et Viking II où l'atterrissage d'une capsule, nous a permis de voir sa surface et d'analyser son sol. Si cette planète a un sol qui nous apparaît rouge, cela est dû à la présence d'oxydes de fer. Grâce àla sonde Mars Pathfinder qui a emmené le robot Sojourner à la surface de Mars, le 04/07/1997, les astronomes ont la preuve qu'il y a bien eu de l'eau sur la planète et en grande quantité.

La sonde Mars Pathfinder avec le robot Sojourner dans le site d'Ares Vallis

animation d'une vue en 360° de la surface de Mars d'après la sonde Mars Pathfinder 

Cliquez ici pour voir une vidéo de l'Atterrissage de la sonde et du déploiement de l'ensemble.
Les missions qui ont été envoyées et celles qui vont bientôt être envoyées.

La sonde Viking II dans la plaine d'Utopia

Spirit de la sonde Mars Exploration Rover dans le cratère Gusev
Cliquez ici pour agrandir

Cliquez ici pour voir une animation d'une vue en 360° de la surface
de Mars d'après Spirit de la sonde Mars Exploration Rover

En 2012 le rover Curiosity c'est posé sur Mars dans le cratère Gale
Cliquez ici pour voir plus d'infos et des vidéos

Quand des sondes ont pu la cartographier, on y a découvert beaucoup de cratères, des volcans, de nombreuses failles et des bassins d'impacts.
Les volcans de Mars sont inactifs car elle a beaucoup moins de chaleur interne à libérer que la Terre. Elle en posséderait au moins une vingtaine de très grande taille et une dizaine de plus petite taille. Les plus grands d'entre eux sont au moins 100 fois plus massifs que leurs équivalents terrestres. Un des volcans, nommé l'Olympus Mons détient tous les records avec un diamètre à la base de 600 kilomètres, une altitude de 26 km et sa superficie atteint 500 000 km2 ; l'Olympus Mons Gigantesque volcan bouclier de 26 km de hauteur et d'un diamètre de 600 km, c'est le plus grand volcan du Système solaire.
Les volcans sont classés d'après leur forme, tout comme les volcans terrestres. Sur Mars on y distingue principalement trois principaux types de volcans.
Il y a le tholus (ou dôme), le Mons (ou bouclier) et la patera (ou soucoupe).

Les principaux édifices du dôme de Tharsis sont ces trois types de volcans qui sont visible sur cette carte de la portion nord

le volcan Olympus Mons

Mars possède un ensemble de canyons, appelés Valles Marineris, s'étendant sur plus de 4 000 km et s'enfonçant parfois jusqu'à 10 km, avec une largeur de 700 km au maximum. L'existence de Valles Marineris est étroitement liée à celle du dôme de Tharsis (un vaste plateau de 5500 km de diamètre et d'une hauteur de 6 à 10 kilomètres, qui porte sur son dos les édifices volcaniques les plus importants de la planète Mars). Ce système de canyons est sans doute né lors du soulèvement de Tharsis, pour être ensuite remodelé par l'érosion.

Le dôme de Tharsis qui s'élève jusqu'à 10 km est un énorme gonflement, qui représente 30 millions de km2 qui s'est formé suite à une montée magmatique importante qui a soulevé puis fracturé la lithosphère. Les énormes volcans que l'on trouve à sa surface, comme l'Olympus Mons, montre la présence d'une importante chambre magmatique dans le sous-sol. Le dôme est ceinturé par un vaste ensemble de failles qui mesurent de 1 à 5 kilomètres de large pour plusieurs centaines de kilomètres de long. Ces fractures de la croûte martienne sont apparues soit lors de la naissance du dôme, soit après, lorsque le dôme s'est affaissé sur lui-même.

l'hémisphère nord martien

l'hémisphère sud martien

Ces deux cartes en fausses couleurs montrent le relief martien, obtenu par l'altimètre laser de la sonde Mars GlobalSurveyor. Le rouge et le blanc indiquent une forte élévation. Le bleu indique au contraire des régions de basse altitude. Grâce à la sonde , le relief martien est maintenant connu avec une plus grande précision que le relief terrestre. Les mesures d'altitude ont une précision de 13 mètres en moyenne, et l'altitude de larges régions de l'hémisphère nord est connue avec une précision de 2 mètres.

Valles Marineris, un canyon de 4 000 km de long à la surface de Mars.