Survol des données recueillies par la mission Galileo

Les textes ci-dessous présentent les résultats obtenus sur le système de Jupiter par la mission Galileo. Certaines données postérieures peuvent être ajoutées, chronologiquement, aux textes et sont, la plupart du temps, identifiables comme telles

->Encore des données: celles transmises par la mission Cassini sur sa route vers Saturne (décembre 2000)
Pendant une période de 6 mois, qui a compris un passage assisté par gravité, la mission Cassini, qui faisait route vers Saturne, en décembre 2000, a étudié Jupiter avec ses instruments scientifiques. On a pu alors observer des tempêtes de convection avec éclairs évoluer au fil du temps et on a mieux caractérisé la hauteur et la composition de celles-ci ainsi que les nombreuses couches nuageuses, de brume ou d'autres types de tempêtes qui recouvrent la géante gazeuse. Cassini a repéré un ovale sombre par 60° de latitude nord, une tempête géante semblable à la Grande Tache Rouge mais transitoire, qui a développé un coeur intérieur brillant, est entré en rotation puis s'est affaibli sur une durée de 6 mois. Cet ovale pourrait avoir été associé avec les puissantes aurores de Jupiter. Les astronomes ont également vu que le flux ordonné des jets streams aux basses latitudes, qui s'écoulent soit vers l'Est, soit vers l'Ouest, devient désordonné aux hautes latitudes, ou qu'un jet stream équatorial intense, orienté vers l'Est, se trouve haut dans la stratosphère (vers 100 km -60 miles- au-dessus des nuages) et atteint une vitesse de 500 km/h (310 miles/h). Enfin, un boom supersonique se produit lorsque le vent solaire est ralenti et dévié dans sa course par la magnétosphère de Jupiter alors que celle-ci se contracte lorsqu'elle est atteinte par une zone de forte pression du vent solaire. De l'acétylène moléculaire organique se trouve aux pôles de Jupiter. Cette présence vient soit des températures plus élevées générées dans les points chauds auroraux de la planète mais aussi, probablement, d'une abondance naturelle plus élevée dans ces régions. Une onde invisible vue par Cassin en route pour Saturne, en 2000, interfère avec les jets streams de Juptier, une interaction qu'on voit aussi sur Terre où elle influence la météorologie. A la différence des jets streams terrestres qui ont des parcours méandreux, ceux de la planète géante sont plus rectilignes et plus étroits mais ils peuvent aussi être plus sinueux, en forme de chevrons lorsqu'ils rencontre une onde de Rossby ou une onde d'inertie gravitationnelle (lesquelles sont des phénomènes de résonance dans l'atmosphère). La présence d'une grande tempête temporaire ainsi que de la Grande Tache Rouge au sud de l'équateur jupitérien explique probablement que les jets streams se comportent différemment dans chaque hémisphère

cette mosaïque en couleurs vraie de Jupiter a été construite à partir d'images prises par la mission Cassini in December 2000 lors de sa plus proche approche de la géante gazeuse (vers 10 millions de kilomètres). NASA/JPL/Space Science Institute

->Encore des données: celles transmises par la mission New Horizons sur sa route vers Pluton (passage du 28 février 2007)
En route pour Pluton, la mission New Horizons, de la NASA, a utilisé Jupiter pour un passage assisté par gravité et elle a, de plus, mis le passage à profit pour recueillir des données sur la géante gazeuse et ses satellites. Des vues détaillées et des mesures de vitesse ont été prises des "ondes" qui courent tout au long de la planète, indicatrices de violentes tempêtes dans les couches atmosphériques inférieures; la mission a également repéré des groupes de débris au sein des fins anneaux de Jupiter, indiquant probablement un quelconque impact récent. Les matériaux des anneaux subissent, de plus, l'influence gravitationnelle des petites lunes Metis and Adrastea. New Horizons n'a pas trouvé de nouvelles lune mineure. Pour ce qui est de Io, la mission a repéré plus de 20 modifications géologiques depuis la mission Galileo et New Horizons a observé les jets de Io. La mission a également vu que des tonnes de matériaux éjectés par les volcans du satellite se retrouvent dans le flux des particules ionisées de la grande magnétosphère de Jupiter, s'y regroupant en grandes bulles denses. Sur Jupiter, New Horizons a vu s'élever des profondeurs de l'atmosphère des nuages d'ammoniac alors que, pour la première fois, sur une planète autre que la Terre, on a observé des éclairs "polaires" (signe que la chaleur, pour ce qui est de Jupiter, monte des profondeurs à toutes les latitudes, les pôles compris). La vue ci-dessus, prise le 28 février 2007 de 2,3 millions de km (1,4 millions de miles) dans la bande d'absorption du méthane montre des détails des nuages les plus hauts de Jupiter. Les images prises à travers ce filtre révèlent préférentiellement les nuages hauts car la lumière solaire y est complètement absorbée par le méthane, qui est prévalent dans l'atmosphère jovienne, avant de pouvoir atteindre les couches inférieures. On repère une calotte polaire, au pôle sud, qui est vraisemblablement une brume de particules créées par précipitation par le mécanismes des aurores magnétiques et des nuages cirriformes, juste au-dessus de l'équateur, sont déchirés par des vents qui atteignent jusqu'à 640 km/h

Jupiter vu dans la bande d'absorption du méthane, le 28 février 2007, par la mission New Horizons. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

->Encore des données: celles de la mission Juno
Avec une suite d'instruments lui permettant de voir dans les profondeurs de Jupiter et d'étudier la magnétosphère, Juno est une mission de la NASA à la géante gazeuse; elle a été lancée le 05/08/2011 et s'est installée en orbite polaire autour de la planète depuis le 04/07/2016. Les responsables de la mission, du fait d'un problème technique, ont été obligés de ramener la durée des orbites de 14 à 53 jours. Un appareil de prise de vues couleurs, la Junocam, sert à intéresser le grand public via la possibilité de "crowd éditer" les images prises. Les gaz de Jupiter ne sont pas bien mélangés à des centaines de kilomètres de profondeur comme on le pensait et l'intérieur est inégal. Les niveaux d'ammoniac sont faibles aussi à l'exception d'un panache riche en ammoniac qui s'élève des profondeurs à l'équateur (ce qui pourrait laisser penser que l'ammoniac pourrait être distribué comme la vapeur d'eau sur Terre, avec une humidité plus élevée le long de l'Équateur et des niveaux inférieurs à des latitudes plus élevées). Le puissant champ magnétique de Jupiter est encore plus puissant qu'on le savait; il est aussi inégal: les lignes du champ trouvent leur origine à une variété d'endroits, le champ est variable et il est plus fort près de l'équateur. Cette distribution inégale suggère que le champ pourrait être généré par l'action d'une dynamo située plus près de la surface, au-dessus de la couche d'hydrogène métallique. Le noyau de Jupiter est grand -7-25 fois la masse de la Terre- et diffus, atteignant jusqu'à la moitié du rayon de la planète. Les bandes de nuages s'étendent jusqu'à 400km de profondeur en faisant montre de circonvolutions nouvelles, la ceinture équatoriale exceptée, qui reste la même en profondeur. Les pôles de Jupiter sont d'une teinte plus bleue et recouverts de tempêtes tourbillonnantes de la taille de la Terre, qui sont densément regroupées et qui sont en interaction. Des émissions radio provenant d'au-dessus de la planète sont connues depuis les années 1950 mais elles n'ont jamais été analysées depuis aussi près; Juno a également pu observer l'aurore australe d'un meilleur point de vue que depuis la Terre et, à la différence de Saturne, on n'a pas observé d'hexagone au pôle nord jovien. Fin 2017, la mission Juno a aussi montré que la Grande tache rouge plonge dans l'atmosphère jovienne jusqu'à 300km (200 miles). Une nouvelle zone de radiations a été détectée autour de Jupiter -et très près du sommet de l'atmosphère- et elle se situe près de l'équateur; elle comprend de l'hydrogène et de l'oxygène de haute énergie ainsi que des ions de soufre qui se déplacent à presque la vitesse de la lumière. On pense que ces particules proviennent des atomes neutres énergétiques (ions se déplaçant à haute vitesse sans charge électrique) qui sont créés dans le gaz qui entourent Io et Europa. Ces atomes neutres deviennent ensuite des ions, leurs électrons étant éjectés par les interactions avec la haute atmosphère de Jupiter. La mission Juno a également observé les signatures d'une population d'ions lourds à haute énergie au sein des bords internes de la ceinture de radiation d'électrons relativistes de Jupiter -une région qui est dominée par des électrons qui se déplacement à presque la vitesse de la lumière
The east-west flows are accounting for 'bands,' also known as jet-streams as the weather layer, generally, is extending much deeper than previously expected at 1,900 miles (3,000 kilometers), or about one percent of Jupiter’s mass, in the form of nested cylinders. Below this layer the flows decay, possibly slowed by Jupiter's strong magnetic field. Winds last long at Jupiter as there is also a North-South asymmetry. Beneath the weather layer, the planet rotates nearly as a rigid body. Juno has also revealed that a central cyclone is found at Jupiter's both poles, surrounded by eight cyclones North and five South (with diameters 2,500-2,900 miles (4,000-4,600 kilometer) North, and 3,500-4,300 miles (5,600-7,000 kilometers) South). The main question about such cyclones is why they don't merge

Les flux est-ouest créent les bandes de Jupiter -soit les jets streams- et la couche météorologique de Jupiter, d'une façon générale, s'étend beaucoup plus en profondeur qu'on ne le pensait: 3000km (1900 miles) soit 1% de la masse de la planète. Les bandes, dans ces profondeurs, prennent la forme de cylindres. Les flux, en-dessous, diminuent car ils sont vraisemblablement ralentis par le fort champ magnétique jovien. Les vents durent longtemps et ils présentent également une assymétrie Nord-Sud. En-dessous de la couche météorologique, Jupiter tourne presque comme un corps rigide. La mission Juno a aussi découvert qu'un cyclone central se trouve aux pôles nord et sud de la planète et qu'il sont entourés de 8 cyclones au Nord et 5 au Sud (ceux du Nord ont un diamètre 4000-4600km (2500-2900 miles) et ceux du Sud 5600-7000km (3500-4300 miles)); la principale question concernant ces cyclones est de savoir pourquoi ils ne fusionnent pas
A 3000km (1900 miles) de profondeur, l'hydrogène devient suffisamment conducteur pour être entraîné dans une rotation quasi uniforme par le champ magnétique. La région-source de la dynamo de Jupiter, par ailleurs, a révélé des irrégularités inattendues, des régions d'une surprenante intensité du champ magnétique et que le champ magnétique de Jupiter est plus complexe dans l'hémisphère nord qu'au Sud. A presque mi-chemin entre l'équateur et le pôle nord se trouve une région où le champ magnétique est intense et positif et elle est flanquée de zones négatives et moins intenses. Cependant, dans l'hémisphère sud, le champ magnétique est surtout négatif et il devient de plus en plus intense lorsqu'on se dirige de l'équateur au pôle (on se demande encore pourquoi ces différences existent alors qu'on estime que la rotation de Jupiter est plus ou moins fluide

Jupiter
Les quatres principaux satellites
Io
Europe
Ganymède
Callisto
Les anneaux, les lunes mineures

Jupiter

Jupiter se caractérise par l'alternance de ceintures latitudinales de nuages. Ces ceintures sont le fait de vents de type "jet streams", dont la direction alterne en fonction de la latitude. Des formations nuageuses en ovale circulent au long des ceintures. Certains de ces ovales peuvent avoir une existence très longue, ainsi la célèbre "Tache rouge", qui existe depuis sa découverte, il y a 400 ans. De hauts nuages de convection, blanc, qui sont 25 km (15 miles) plus élevés que les nuages avoisinants, se trouvent sur Jupiter. Leur base s'enfonce très profond dans l'atmosphère -jusqu'à 50 km (30 miles)- et ils sont composés d'eau qui est le seul élément à pouvoir y supporter les fortes pressions. De telles tempêtes semblent avoir lieu tous les 10 jours et durer quelques jours, avec des éclairs. Leur taille est d'aux alentours de 1000 km (620 miles). L'atmosphère de Jupiter, d'une façon générale est transparente dans la longueur d'onde des 756 nanomètres mais une forte absorption a lieu à 889 et 727 nm. La sonde atmosphérique que Galileo a larguée dans les hautes couches de Jupiter n'a pas transmis d'images mais seulement une suite de données météo. Cette sonde de la mission Galileo, en 1995, a découvert des vents forts et des turbulences dans l'atmosphère de Jupiter mais l'eau qu'on s'attendait à y trouver semblait absente (ce qui pourrait être dû au fait que la sonde se serait enfoncée dans une zone "sèche" de l'atmosphère)

	mosaïque de l'hémisphère nord (entre 10 et 50° de latitude nord); cette vue montre bien l'aspect habituel de Jupiter, avec ces ceintures alternées de nuages et les ovales, les taches brillantes -et sombres- ou les systèmes météorologiques turbulents et chaotiques. La structure la plus au nord mesure 3500 km (2175 miles) dans sa dimension nord-sud. California Institute of Technology
	La "Grande tache rouge" de Jupiter est just sur le limbe de la planète (à droite); des tourbillons se voient sur la gauche. L'image en fausses couleurs (en bas) montre comment les nuages s'organisent en diff&ecute;rentes couches (le bleu clair montre les nuages hauts et fins; les nuages en rouge sont en profondeur; les nuages en blanc sont hauts et épais). California Institute of Technology
	La Tache Rouge est vue, ici, plein cadre, dans le violet et le proche infra-rouge. Les vents soufflent dans le sens contraire des aiguilles d'une montre et sont de l'ordre de 400 km/h (250 miles/h). La Tache Rouge, dans le sens Nord-Sud, a une taille de 13000 km (8000 miles), soit plus que le diamètre de la Terre. Dans sa dimension Ouest-Est, elle fait plus de deux fois le diamètre de la Terre. JPL
	Visualisation 3-D d'une région équatoriale de Jupiter (la région mesure 34000 km sur 11000 km (21100 sur 6800 miles). Elle réduit à deux niveaux la véritable structure des hautes couches de Jupiter: un niveau de brume, un niveau de nuages troposphériques. Les nuages bleuâtres et clairs sont hauts et fins; les nuages rougeâtres sont bas; les nuages blancs sont hauts et épais. La grande tache bleu sombre au centre est un trou dans la couche inférieure, d'où monte de l'air en provenance des couches profondes; l'air environnant, sec, converge vers la tache et y sombre. California Institute of Technology
	Ces vues prises par la mission Cassini, qui se dirigeait vers Saturne, montrent la magnétosphère de Jupiter (à gauche) et les ceintures de radiations proches de la planète (à droite). Jupiter, à gauche, est figuré par le disque noir et on a aussi une vue en coupe du tore d'Io. La magnétosphère de Jupiter a son axe incliné par rapport à l'axe de la planète (la mention "30 Jovian Radii" se traduit: "30 rayons de Jupiter" et "to Sun" par "vers le Soleil"). sur la base d'images Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (partie droite) et JPL (partie droite)

Les quatre principaux satellites

Les quatre principaux satellites de Jupiter sont Io, Europe, Ganymède et Callisto. Ils furent découverts par Galilée lorsque celui-ci utilisa pour la première fois une lunette optique pour observer le ciel et ses objets. Les diamètres de ces satellites sont, respectivement de 3643 km (2264 miles; soit le diamètre de la Lune), 3122 km (1940 miles), 5262 km (3270 miles) et 4821 km (2996 miles). Tous, sauf Callisto, ont des coeurs métalliques (fer, nickel) entourés d'enveloppes rocheuses. Pour Europe et Ganymède, ces manteaux, à leur tour, sont entourés d'eau liquide ou de glace d'eau. Le manteau d'Io, lui, va jusqu'à la surface. On pense que l'intérieur de Callisto est un mélange uniforme de glaces et de rochers. Les données récentes, à; partir des anomalies magnétiques observées pendant les passages de Galileo, laissent penser que des amas de roches existent à l'intérieur de Ganymède. On ne connaît pas encore leur emplacement exact (soit près de la surface, soit au niveau du plancher de l'océan souterrain de Ganymède). Les densités des quatres satellites galiléens -comme l'avait découvert la mission Pioneer 10- décroissent avec la distance par rapport à la planète (phénomène qu'on retrouve aussi avec les quatres planètes telluriques du système solaire intérieur)

	Les 4 principaux satellites de Jupiter sont présentés, ici, par ordre de distance de Jupiter. De gauche à droite: Io, Europe, Ganymède, Callisto. Les quatres satellites sont à l'échelle. DLR (German Aerospace Center)
	L'intérieur des quatres principaux satellites de Jupiter. Dans le sens des aiguilles d'une montre, à partir du haut à gauche: Io, Europe, Callisto, Ganymède. Les satellites et les couches sont à l'échelle. JPL

Io

Le stress gravitationnel qu'Io subit du fait qu'il est le satellite le plus proche de Jupiter engendre une chaleur interne et du volcanisme. La chaleur interne atteint 1600°C et la surface de la lune s'élève de 100m à chaque passage de la marée gravitationnelle. Cela est dû au fait que les orbites de Io, Europe et Ganymède sont dans une résonance 4-2-1, ce qui tend à légèrement ovaliser l'orbiter de Io. Io est l'objet le plus actif, en termes de volcanisme, du système solaire. Les volcans résultent des marées gravitationnelles que subit Io, qui sont causées par Jupiter et les autres satellites. Ces forces se traduient en une activité géologique -essentiellement des volcans qui éjectent des jets de gas de dioxyde de soufre qui peuvent atteindre 480km (300 miles) ainsi que des champs de lave basaltique immense qui peuvent s'étendre sur des centaines de kilomètres (miles). Io consiste essentiellement en plaines et en montagnes formées par les volcans. La surface du satellite n'a pas plus d'1 millions d'années car la surface de Io est "rajeunie" en permanence du fait de l'activité du satellite (les structures du relief peuvent changer en quelques mois seulement!). Io, ainsi, a connu trois éruptions volcaniques massives en deux semaines en août 2013, le plus fort épisode observé sur le satellite. Alors qu'on pense qu'une éruption massive a lieu tous les ans ou deux, elles pourraient être en fait plus nombreuses car les astronomes ne les recherchent qu'une fois par an. La lave surgit vraisemblablement de fissures longues de plusieurs kilomètres et le magma d'Io ressemble sans doute à celui de la Terre primitive, avec des températures plus élevées que de nos jours. Io est dépourvu de cratères. La fine atmosphère d'Io, qui est essentiellement composée de dioxyde de soufre (SO2) -lequel est émis par les volcans- s'effondre au cours des éclipses du satellite: le SO2 devient du givre sur la surface. Le SO2, ensuite, redevient gazeux lorsque la glace se réchauffe et sublime. L'atmosphère d'Io, ainsi, est dans un "état constant d'effondrement et de restauration". Pendant une éclipse, la température sur Io passe de -148 à -168; les éclipses ont lieu toutes les 2 heures du jour d'Io (qui vaut 1,7 jour terrestre). Io possède aussi une ionosphère. Par ailleurs, Io est affecté par le champ magnétique de Jupiter, qui passe sur Io et y enlève des particules, qu'il ionise. Ainsi, le long de l'orbite de Io, se forme un nuage en forme de "beignet" (un "tore"), formé de radiations jupitériennes, de gaz de sodium et d'ions de souffre. Ce sont ces ions venant de Io qui donnent à l'immense magnétosphère sa taille gigantesque (qui est deux fois la taille qu'elle atteindrait normalement). Io, en tant que corps actif, amène à la création d'empreintes lumineuses aux pôles nord et sud de Jupiter. Une analyse de donnés réalisées en mai 2011, a révélé que Io possède une couche de magma fondu -ou partiellement fondu- ce qui explique que le satellite est l'objet qui possède la plus forte activité volcanique du système solaire. Cette couche, d'une épaisseur de plus de 50 km (30 miles), est située juste en-dessous la croûte de Io (qui a une épaisseur de 30 à 50 km (20-30 miles)). On peut la considérer comme l'asthénosphère d'Io, une zone mobile de magma semi-solide qui peut fondre plus avant et s'écouler lorsqu'elle est soumise aux fortes températures et pressions. Sur la Terre, l'asthénosphère est responsable de la tectonique des plaques. La chaleur pour l'activité volcanique de Io vient des stress gravitationnels qui viennent de Jupiter et la lune produit ainsi plus de 100 fois plus de lave par an que tous les volcans de la Terre. Alors que, sur notre planète, les volcans sont liés à des "hot spots" spécifiques -ainsi le long de la "ceinture de feu" du Pacifique, les volcans de Io se trouvent sur l'ensemble de la surface ce qui permet, sans doute, de disposer d'un exemple qui permet de comprendre que le volcanisme, dans le système solaire, a connu, à des époques différentes, des formes diverses. La découverte de cette couche supplémentaire d'Io est venue de la perturbation que le satellite apporte aux lignes du champ magnétique de la magnétosphère de Jupiter: la rotation de Jupiter fait que les lignes magnétiques entourent Io et y varient; mais le propre champ magnétique interne d'Io en est protégé et conserve une orientation verticale. L'observation de cette perturbation a finalement amené les astronomes à penser qu'un océan de magma à haute conductivité électrique, capable de dévier le champ de Jupiter, existait. Ils ont également été capables de définir précisément la composition de la couche: elle est composée de roches dites "ultra-mafiques", une catégorie de roches ignées riches en silicates de fer et de magnésium, qui se sont formées via le refroidissement du magma originel. Particulièrement, il s'agit d'une roche semblable à la lherzolite terrestre -que l'on trouve au Spitzberg. La couche de magma fondu d'Io doit probablement connaître des températures supérieures à 1200°C (2200°F). Io est pris dans un jeu gravitationnel entre Jupiter et les tractions -plus petites mais précises dans le temps- d'Europa et Ganymède (Io orbite plus rapidement qu'elles -2 orbites pour 1 d'Europa, 4 orbites pour 1 de Ganymède). Cette synchronisation temporelle fait que la plus forte attraction gravitationnelle exercée sur Io a lieu toujours au même point de son orbite, ce qui donne à son orbite une forme d'ovale. Ce qui, alors, fait qu'Io se déforme dans son orbite autour de Jupiter. Si cet échauffement gravitationnel a lieu essentiellement au sein du manteau profond, l'échauffement de surface induit devrait avoir lieu près des pôles et, s'il a lieu dans l'asthénosphère, l'échauffement de surface devrait avoir lieu à l'équateur. Le point de vue majoritaire est que l'échauffement a lieu dans une couche relativement peu épaisse, sous la croûte, l'asthénosphère (celle-ci est une couche où les roches se comportent comme du mastic et se déforment lentement sous la chaleur et la pression). On a constaté, d'une façon générale, qu'il existe un décalage vers l'Est systématique entre les emplacements prévus et réels des volcans d'Io. Cette observation a permis, en 2015, d'affirmer qu'Io possède un océan interne (il est fait de magma); Europe participe aussi à l'échauffement gravitationnel de façon régulière (Io parcourt 2 orbites pendant qu'Europe en parcourt une). Le volcanisme sur Io est tellement important qu'il re-surface Io tous les millions d'années

	Cette vue extraordinaire d'Io montre la grande activité qui se déroule à la surface du satellite. University of Arizona / LPL
	La région de Zal Patera est vue, ici, dans une combinaison d'image noir et blanc et d'images couleur. Différents éléments du relief sont vus: un plateau, haut de 2000 m (6600 ft), à gauche; une caldeira (à droite du plateau); une montagne (en bas à droite de la caldeira); un pic (en bas à droite de l'image) qui a une altitude de 4200 m (14000 ft)! La surface d'Io est essentiellement composée de souffre et de dépôts gelés de dioxyde de souffre. University of Arizona
	L'un des plus célèbres jets, d'origine volcanique, de Io. Il s'élève jusqu'à 100 km (60 miles) d'altitude, au-dessus de la région de Masubi. University of Arizona / LPL

Europe

Au contraire d'Io, Europe est un monde de glace. La croûte gelée du satellite est couverte de fractures qui sont dues aux tractions gravitationnelles exercées par Jupiter, Io et Ganymède. Le processus peut également s'accompagner de volcans éjectant de la glace et des roches, et de geysers. Ces tractions gravitationnelles contradictoires génèrent également de la chaleur à l'intérieur; cela pourrait avoir créé un ou plusieurs océans souterrains (de taille locale ou globale). La rareté des cratères d'impact suggère que la surface d'Europe est très jeune. Europe, à l'instar de Mars, pourrait être, dans le système solaire, un bon candidat à la vie. Alors que la vie, sur Mars, pourrait être de type désertique ou hydro-thermale, la vie sur Europe serait, elle, de type polaire. Le matériau de couleur rouge que l'on voit en abondance sur Europe serait un contaminant non-glacé -ainsi, des sels- qui remonterait de l'océan situé sous la surface. Les scientifiques sont maintenant certains que la croûte de glace d'Europe est constituée de blocs qui, à un moment, se sont fragmentés puis qui ont dérivé et entré en collision les uns avec les autres pour former l'aspect actuel de la surface. Les fractures qui sillonnent Europe sont des craquelures et des côtes qui marquent des lignes de faiblesse de la croûte de glace, lesquelles sont soulignées et exacerbées par les marées gravitationnelles engendrées par l'influence de Jupiter. Les bandes et les lignes creusées qu'on trouve sur Europe comme sur Ganymède pourraient provenir de ce que la croûte de glace de ces satellites a été déformée par les interactions gravitationnelles avec Jupiter et que le matériau qu'on y trouve représente un matériau fossile des océans souterrains, un état de ces océans lorsque le matériau fut remonté en surface. Les régions de terrain rouge tacheté sont du terrain chaotique, résultat de ce que la surface du satellite a été recouverte par du matériau glacé brisé et dispersé. De plus, un océan interne au satellite aurait joué un rôle dans ce processus. Un champ magnétique, qui existe à Europe, par ailleurs, semble une preuve supplémentaire qu'il y existe un océan souterrain. Une atmosphère ténue existe à Europe et elle est très fine. Ce gaz chaud et fin, par ailleurs, ne présente pas d'activité de type plume. Le plasma, d'un autre côté, qui existe au long de l'orbite du satellite est un plasma chaud et non froid, ce qui laisse penser qu'Europe n'émet pas de grandes quantités de gaz (dont de l'eau). Des traces de vapeur d'eau, au-dessus de la surface, ont été confirmée à Europe en novembre 2019. Io, ainsi, reste le contributeur principal de particules dans le système jovien

En 2014, on a prouvé qu'une tectonique des plaques existait sur Europe, la première observée sur un corps céleste autre que la Terre. Le mécanisme se fonde sur la glace qui constitute le satellite. De nombreux endroits d'Europa montrent des signes d'extension: de larges bandes de terrain se forment là où la surface a été divisée et où de la glace neuve venant des zones internes s'est répandue dans les fossés créés (ce qui est semblable à la création, sur Terre, de plancher océanique nouveau). Par ailleurs, du terrain passe également en-dessous d'autre, ce qui est à l'origine de cryo-volcanisme sur la plaque supérieure (qui trouve sans doute son origine du fait de la fonte et de l'absorption de la plaque qui a plongé et de l'absence de zones montagneuses à l'endroit de la subduction: le matériau a rejoint l'intérieur d'Europa plutôt que compressé vers le haut). La couche de glace d'Europa peut atteindre jusqu'à 30km (20 miles). La tectonique des plaques pourrait aussi transporter du matériau de la surface jusque dans l'océan souterrain. Les bandes sombres d'Europa sont probablement des zones de surrection qui ont vieilli. La tectonique des plaques d'Europa pourrait s'expliquer par la différence entre une couche de glace froide et plus dense à l'extérieur et une couche souterraine plus chaude et en convection. Le matériau sombre qui recouvre certains éléments sombres de la géologie d'Europe est vraisemblablement du sel de mer provenant de l'océan souterrain, qui est décoloré par l'exposition aux radiations (ce qui laisse penser que ct océan interagit avec sa surface de fond rocheuse). Europa, en effet, est baignée des radiations du puissant champ magnétique de Jupiter: les électrons et les ions frappent la surface d'Europe avec l'intensité qu'on trouve dans un accélérateur de particules...

L'océan d'Europe pourrait consister en un océan salé souterrain mais avec aussi des poches partiellement fondues, ou des lacs qu'on trouverait tout au long de la couche extérieure, le tout se maintenant du fait de l'échauffement gravitationnel provenant de Jupiter. La surface jaune qu'on observe sur des parties de la surface d'Europe est du chloride de sodium soit du sel de table... Ce qui renforce l'idée que si ce matériau provient de l'océan souterrain, celui-ci pourrait chimiquement ressembler plus aux océans de la Terre qu'on ne pensait. Des études menées en 2010 montrent que les couches souterraines d'Europe pourraient bien abriter plus qu'un océan et qu'elles sont probablement le lieu d'une chimie de rapidité inattendue entre eau et dioxyde de souffre à des températures extrêmement basses. Bien que ces produits réagissent facilement quand ils sont liquides, on ne pensait pas qu'ils puissent réagir, et de façon aussi rapide, à des températures très basses. Ces réactions obtenues en laboratoire, montrent qu'elles peuvent survenir sans interaction de radiation et auraient donc lieu dans les couches souterraines d' Europe. S'il n'existe pas de volcanisme -primordial pour un environnement favorable à la vie- dans l'océan, on pense que le flux important d'oxydants venant de la surface rendrait l'océan trop acide et trop toxique pour la vie mais, si les roches sont froides et plus faciles à briser, cela permet qu'une grande quantité d'hydrogègne soit produites par le phénomène dit de "serpentinisation", qui produit de l'hydrogène par la fractures des roches; ce qui équilibrerait les oxydants dans une proportion semblable à celle des océans terrestres. La température sur Europe est de l'ordre d'entre 86 et 130° K. Dans un tel froid, la plupart des réactions chimiques ne peuvent avoir lieu sans que de l'énergie soit ajoutée par une radiation ou par de la lumière. Sur Europe, de l'énergie est ajoutée par les particules des ceintures de radiation de Jupiter. Mais elles ne pénètrent quasi pas sous la surface et donc on pensait que toute forme de réaction chimique s'arrêtait à la surface. En-dessous, on ne rencontre que des matériaux gelés et solides et donc une évolution lente. Le soufre, sur Europe, provient des volcans d'Io qui sont ionisés et transportés sur Europe puis mélangés à la glace. Du soufre pourrait également venir de l'océan souterrain que l'on pense exister dans les profondeurs du satellite. Dans une expérience qui a simulé les conditions sur Europe, de la vapeur d'eau et du dixoyde de soufre ont été déposés sur des miroirs dans un chambre à vide réfrigérée. Ces gaz se sont immédiatement congelés. La réaction a converti entre un quart et un tiers du dioxyde de soufre en ions positifs et négatifs, lesquels, de plus, peuvent interagir avec d'autres molécules. Cela, ainsi, pourrait produire des réactions inattendues, en particulier parce que le sulfite double (HSO3), un type d'ion de soufre et d'autres produits produits par la réaction sont suffisamment stables réfractoirement pour subsister suffisamment dans le temps. Même en ajoutant du CO² congelé -de la "glace sèche"- que l'on trouve communément sur les corps célestes constitués à base de glace, la réaction s'est poursuivie. Ce qui pourrait bien avoir une importance sur Europe mais aussi sur Ganymède, Callisto où tout autre satellite du système solaire où l'on trouve de l'eau et du dioxyde de soufre. Une telle chimie pourrait se produire dans des couches de 10 à 100 m (33 or 330 feet) d'épaisseur, l'eau et le dioxyde de soufre y réagissant comme des solides et permettant donc une géologie évolutive. Des données de novembre 2011 ont démontré que, bien qu'épaisse de plusieurs kilomètres, la croûte de glace d'Europe pourrait cependant avoir permis des interactions avec l'océan global sous-jacent. La vie, en effet, a besoin d'énergie comme déclencheur soit sous la forme de chaleur, ou de radiations, par exemple. Les chaos d'Europa, comme on a pu le déduire d'études menées sur Terre en Arctique et Antarctique, pourraient s'être formées via des mécanismes impliquant des échanges importants entre la couche de glace et les lacs sous-jacients. Cela permet donc de laisser penser à un mécanisme -ou à un modèle de mécanisme- par lequel ont eu lieu des transferts de nutriments et d'énergie entre surface et sous-sol, ce qui accroît les possibilités de la vie. En 2016, des jets de vapeur d'eau de grande altitude (200km -125 miles) pourraient exister sur Europe (cette possibilité permettrait à des missions spatiales d'étudier l'océan souterrain sans avoir à creuser à travers des kilomètres de glace). Les jets d'Europa pourrait s'activer par intermittence dans la même région de la surface du satellite, correspondant à une anomalie anormalement chaude qui contient des éléments qui semblent être des fissures dans la croûte de glace. Les radiations provenant de Jupiter peuvent détruire les molécules qui proviennent de l'océan interne et qui arrivent à atteindre la surface d'Europe et elles détruisent potentiellement toute bio-signature ou tout signe biochimique. Les doses de radiation varient selon les endroits, les plus fortes se concentrant dans les zones entourant l'équateur et les moins fortes frappant plus près des pôles. Ces radiations, par ailleurs, pénètrent dans la surface d'Europe (10 à 20cm pour les zones à fortes radiations ou moins d'1cm aux moyennes et hautes latitudes vers les pôles)

	Différentes structures de glace dans l'hémisphère austral d'Europe. Les deux taches sombres, au Sud, sont Thera Macula et Thrace Macula. On pense que ce sont des cicatrices d'anciens impacts importants. JPL
	La croûte de glace d'Europe vue dans l'hémisphère nord: une surface bleu, ancienne, presqu'entièrement composée de glace d'eau est écorchée de crêtes et de trous. Un astronaute orbitant autour d'Europe aurait la même vue mais la surface serait plus brillante, donc avec des couleurs moins intenses. DLR (German Aerospace Center), University of Arizona
	Les zones bleu-blanc indiquent de la glace d'eau relativement pure alors que les zones rougeâtres contiennent de la glace mélangée à des sels hydratés (qui peuvent être du sulfate de magnésium voire de l'acide sulfurique). La large bande, au centre de l'image et certaines bandes associées, plus étroites ainsi que des crêtes et des éléments de type chaos présentent ce matériau rouge. Il est possible que ces zones aient, à un moment, communiqué avec un océan souterrain global au moment de leur formation ou après celle-ci. La zone vue ici mesure 163 sur 167km (101-103 miles). NASA/JPL-Caltech/SETI Institute
	Des techniques modernes de traitement d'image ont été utilisées en 2020 pour créer de nouvelles vues de la surface d'Europa (il s'agit de préparer l'envoir de la sonde Europa Clipper) de gauche à droite : terrain de chaos à Chaos Transition, Chaos Near Agenor Linea et Crisscrossing Bands. NASA
	Une image de Galileo retraitée en 2014 et en vraies couleurs obtenue par des techniques plus modernes de traitement d'image à partir d'un ensemble d'images (attention à la lourdeur de l'image: 1,7 Mo!). NASA/JPL-Caltech/SETI Institute
	Cette image est l'image à plus haute résolution prise par la mission Galileo de l'hémisphère d'Europe qui fait face à Jupiter (prise le 25/11/1999). Les structures linéaires au centre et près des pôles pourraient avoir été formées en réponse à des "marées" de la croûte et certaines s'étendent sur plus de 1500km (900 miles (1,500km). Les régions plus sombres près de l'équateur pourraient être de vastes zones de terrain chaotique alors que les points blancs brillants sont des éjecta de jeunes cratères d'impact. NASA/JPL/University of Arizona
	On voit ici la vue la plus détaillée de la surface d'Europa obtenu par la mission Galileo. Le soleil étant relativement haut dans le ciel, la plupart des variations de luminosité sont dues à des différences de couleur du matériau de surface et non à des ombres. Des crêtes lumineuses sont associées à des vallées plus sombres, peut-être le résultat d'un processus dans lequel des variations de température faibles permettent à du givre brillant de s'accumuler dans les endroits un peu plus froids et d'altitude plus élevée. NASA/JPL-Caltech

Ganymède

Ganymède, de façon impressionnante voit sa surface retravaillée par la tectonique des plaques. Ganymède avait déjà été bien observé par les missions Voyager et, donc, Galileo n'a procédé qu'à des observations détaillées du satellite. Ganymède est un monde dont la croûte est en partie de roches et en partie de glace. La surface marbrée de Ganymède est générée par la tectonique des plaques de ce monde. On y voit également des cratères d'impact. Ganymède est le satellite le plus grand du système solaire, plus grand que Mercure et ¾ la taille de Mars. Ganymède possède une magnétosphère propre laquelle est enchâssée dans celle de Jupiter

Les terrains anciens, sur Ganymède, sont sombres. Le terrain jeune est clair. Les zones et les rayons clairs sont les cratères d'impact et leur ejecta. L'image de droite vient de la mission Voyager 1. images JPL

On voit ici le détail des deux catégories de terrain que l'on peut trouver sur Ganymède: un terrain ancien, sombre, lourdement cratérisé, à gauche et un terrain clair, jeune, rainuré, à droite. Le terrain clair a probablement été formé par le remplissage de la surface par de l'eau provenant de failles voire de cryo-volcanisme qui se serait déroulé sur des milliards d'années; même une tectonique aurait pu participer à la formation de ce terrain. Des rainures profondes peuvent exister aux limites des deux terrains. Brown University

Callisto

Callisto est le corps le plus cratérisé du système solaire. Cela signifie que le satellite le plus extérieur des quatres satellites importants de Jupiter est demeuré inactif depuis les origines du système solaire... On pense que la surface que l'on voit sur Callisto date d'il y a 4 milliards d'années! Il existe cependant une différence entre un terrain plus sombre et un terrain plus clair. Il pourrait s'agir d'une différence entre un terrain pauvre en glace et hautement érodé et un terrain composé de glace seulement. Callisto est moitié roches, moitié glace. Callisto est, par sa taille, le troisième satellite du système solaire. Sa taille est presqu'équivalente à celle de Mercure mais sa masse n'est qu'un-tiers de celle de la planète rapide. Bien que possédant sans doute un océan souterrain, l'intérieur de Callisto est froid et l'érosion des terrains cratérisés n'a été dû qu'à l'évaporation de la glace de la surface. Callisto orbite relativement loin de Jupiter comparé aux 3 autres satellites galiléens, ce qui signifie que le satellite ne ressent pas les forces gravitationnelles significatives que ressentent Io, Europe ou Ganymède

	Ces vues générales de Callisto montrent la surface lourdement cratérisée et très ancienne de Callisto. L'image de droite vient de la mission Voyager 2 et a utilisé, pour le composant bleu, une image dans l'ultra-violet. NASA/JPL/ DLR (German Aerospace Center) (image de gauche) and JPL (image de droite)
	La structure d'impact à anneaux multiples, appelée "Asgard" est l'une des plus grandes structures d'impact sur Callisto, avec 1700 km (1050 miles) de large. Des impacts plus petits et plus récents ont fait apparaître du matériau de glace plus clair. University of Arizona / LPL

Les anneaux, les lunes mineures

Ce sont les missions Voyager qui découvrirent l'anneau de Jupiter. La mission Galileo a permis de mieux le comprendre. Les anneaux de Jupiter sont dus à des particules de poussière qui sont décapées des quatres lunes mineures de Jupiter -qui orbitent à l'intérieur de l'orbite de Io- par les impacts de micro-météorites. Les lunes Métis et Adrastée -de petits objets de 20 et 40 km (12 et 25 miles) de diamètre- sont responsables de l'anneau principal, le plus proche de Jupiter. Les deux anneaux extérieurs - les anneaux intérieur et extérieur de l'anneau "Gossamer"- sont, eux, dus à lunes Amalthée et Thébé (elles sont un peu plus grandes: 189 et 100 km -117 et 160 miles- de diamètre). Il existe un halo entre l'anneau principal et Jupiter. Il est dû à des particules qui sont repoussées du plan de l'anneau par les forces magnétiques. L'épaisseur des deux anneaux Gossamer est due à l'inclinaison des orbites d'Amalthée et de Thébé. L'anneau principal pourrait avoir une dimension de 1000 km (600 miles), qui serait déterminée par l'influence gravitationnelle d'Amalthée et de Métis. Des images plus récentes, prise par la mission New Horizons sur son chemin à destination de Jupiter, en février 2007, semblent montrer qu'une lune mineure encore à découvrir tracerait un chemin au milieu de cette partie de l'anneau

Amalthée (à partir des données obtenues lors du passage du 5 novembre 2002 et utilisées en 2005) n'est qu'un entassement de morceaux de roche et de glace et dont la densité est, de loin, inférieure à celle de la glace d'eau. Cette découverte remet en question ce que l'on pensait de la formation des satellites de Jupiter puisque l'on pensait que la formation du système jovien avait été l'équivalent de la formation du système solaire. La chaleur de Jupiter aurait soufflé la glace et le gaz des zones les plus proches de la planète. Il se pourrait qu'Amalthée se soit formée plus tard que les autres satellites de Jupiter, ou qu'elle se soit formée plus loin puis qu'elle aurait migré vers l'intérieur du système voire qu'elle serait un objet qui se serait formé indépendamment du système jupitérien puis qu'elle y aurait été capturée

	Cette vue montre le système des anneaux de Jupiter et les quatres lunes mineures qui en sont à l'origine. Cornell University
	Les 4 satellites mineurs de Jupiter. De gauche à droite: Thébé, Amalthée, Adrastée, Métis). Ces petits satellites ont une forme irrégulière, laquelle est due, sur le long terme de leur existence, à de nombreux impacts à grande énergie de météores et de fragments d'astéroïdes et de comètes. Cornell University