Voyage à l’intérieur de Jupiter

Un article du 9 février 2011 trouvé sur internet : www.futura-sciences.com ainsi que le hors-série Ciel et Espace n° 15 octobre 2010 m’ont conduit dans la réalisation de cette œuvre.

Avant de partir pour « un voyage interne » jusqu’au plus profond de cette planète, voici quelques informations :

Jupiter est la plus grosse planète de notre système solaire, connue depuis l’antiquité elle possède un diamètre équatorial de 142 984 km, sa distance au soleil est de 778,6 millions de km (5,2 UA), sa masse est de 317,8 (Terre : 1). Sa période de révolution est de 11,86 années terrestres, sa période de rotation axiale (sidérale) : 9,92 heures, son inclinaison axiale sur l’orbite est de 3,13 degrés, elle possède plus de 60 satellites et son albédo est de 52 %.

Les nuages des couches extérieures dissimulent la structure profonde de la planète, mais les techniques modernes de mesures des rayonnements électromagnétiques réfléchis ou émis par la planète, et l’application des lois de la physique permettent de se faire une idée étonnamment précise de l’intérieur de la planète. L’analyse du rayonnement planétaire ainsi que les appareils embarqués à bord des sondes spatiales ont permis de déterminer la température et la composition chimique des couches extérieures sur une épaisseur d’environ 2000 km.

Commençons donc le voyage imaginaire en pénétrant dans la haute atmosphère constituée essentiellement d’hydrogène et extrêmement ténue tout au bord de l’œuvre. La température est de l’ordre de 1500 kelvins, puis va décroître à mesure que l’on descend. L’atmosphère est composée d’environ 90 % d’hydrogène moléculaire (H2), de près de 10 % d’hélium, plus une petite quantité de méthane CH4 (0,1 %) et en quantité encore plus faible acétylène (C2H2) et éthane (C2H6).

Sur l’œuvre j’ai rêvé aux formes des nuages en coloris bleu ocre et rose, et sur ce rêve j’ai posé les petites particules de la chimie de cette planète : le dihydrogène est représenté par deux billes bleues ou ocres selon le fond, l’hélium par deux billes bleues et deux billes rouges, le méthane par une bille ocre entourée de quatre petites billes bleues. En descendant encore un peu on découvre de l’ammoniac (NH3), l’atome d’azote (N) est entouré de ses trois hydrogène en bleu foncé.

Le voyageur découvre alors une couche de nuage blancs composée de cristaux d’ammoniac. Cette couche nuageuse est peu opaque dans le domaine visible, de sorte que l’on peut voir des nuages colorés situés plus profondément vers 2 ou 3 atmosphères de pression. Vers 3 ou 4 atmosphères et 27 kelvins les rayonnements visibles ou infrarouge ne peuvent plus fournir d’information mais le rayonnement radioélectrique émis par ces couches peut encore être détecté. Au delà d’environ 40 atmosphères de pression vers 32 kelvins nous ne disposons plus d’informations directes. On entre dans le domaine de la structure interne.

Continuons notre voyage : hydrogène et hélium demeurent les principaux composants, plus quelques composés qui deviennent volatils (composés du carbone, azote, silicium, magnésium, soufre, etc…). Ces composants demeurent fluides et non solides à cause des températures relativement élevées.

Vers 2 millions d’atmosphères et 10000 kelvins un changement radical apparaît cependant : l’hydrogène devient monoatomique, c’est à dire que sa densité et sa conductivité deviennent tout à coup beaucoup plus importantes. On croit que contrairement à ce qui se passe dans Saturne, l’hélium reste mélangé à l’hydrogène métallique par suite des hautes températures. Pour les mêmes raisons l’hydrogène métallique se trouve sous forme liquide et non solide.

Sur l’oeuvre on aperçoit le dihydrogène avec deux flèches jaunes indiquant la séparation des deux atomes d’hydrogène : il devient ainsi monoatomique.

Page 7 Wikipédia : hydrogène en phase métallique : la pression est telle que les atomes d’hydrogène s’ionisent, formant un matériau conducteur. Cet hydrogène ne change pas de phase brusquement : il n’y aurait pas de délimitation entre ces différentes phases. Quelques centaines de kilomètres en dessous de la haute atmosphère, la pression provoquerait une condensation progressive de l’hydrogène sous forme d’un brouillard de plus en plus dense qui formerait une mer d’hydrogène liquide. Entre 20000 et 40000 km de profondeur l’hydrogène liquide cèderait la place à l’hydrogène métallique de façon similaire. Des gouttelettes de démixtion (néon) précipiteraient vers le bas.

Wikipédia page 8 : des résultats de 1997 de Lawrence Livermore National Laboratory indiquent qu’à l’intérieur de Jupiter, la transition de phase à l’hydrogène métallique se fait à une pression de 140 GPa et à une température de 3000 K. La température à la frontière du noyau serait de l’ordre de 36000 K et la pression à l’intérieur d’environ 3000 à 4500 GPa.

www.futura-sciences.com/Jupiter : continuant sa descente le voyageur atteint le niveau fantastique de 45 millions d’atmosphères et de 20000 kelvins à une distance d’environ 57000 kilomètres au dessous des nuages visibles de Jupiter. C’est à ce niveau que devrait se situer la limite supérieure du noyau solide de la planète. Ce noyau serait composé de silicates, de métaux et peut-être de glaces (d’eau d’ammoniac, voire de méthane ?) Il s’est considérablement échauffé au moment de l’accrétion, le reliquat de cette chaleur primordiale serait à l’origine de la source d’énergie interne observée dans Jupiter.

Des mesures dans l’infrarouge ont montré que Jupiter émet 1,7 fois plus d’énergie qu’il n’en reçoit du soleil : il existe donc au centre de Jupiter une source d’énergie qui produit une quantité d’énergie de l’ordre de 70 % de celle que la planète reçoit du soleil : cette source interne impose la valeur de la température centrale.

Atmosphères planétaires : nous retournons au bord de l’œuvre et nous observons les molécules gazeuses des atmosphères planétaires qui tendent à s’en échapper par suite de leur agitation propre : le mouvement brownien ici représenté avec le dihydrogène surmonté de deux flèches ocre et jaune. En revanche l’attraction gravitationnelle de la planète tend à s’opposer à cette évasion. Dans le cas de Jupiter, la gravité est forte d’environ trois fois celle de la Terre, et la température des couches externes est beaucoup plus faible que dans les planètes telluriques, de sorte que même les molécules les plus légères ne peuvent s’échapper de l’atmosphère. On pourrait dire que ces molécules font du « sur place » … depuis fort longtemps … car il s’ensuit que la composition de l’atmosphère de Jupiter doit être encore maintenant la même qu’au moment de la formation de la planète, il y a 4,5 milliards d’années environ. En déterminant ainsi la composition actuelle de Jupiter, on peut donc avoir accès à celle de la nébuleuse primitive dont est issu le système solaire tout entier.
Ainsi avec l’étude de Jupiter et de son atmosphère, de nombreuses découvertes nous attendent.