Planète géante gazeuse

Une planète géante gazeuse (abrégée en géante gazeuse en l’absence d’ambiguïté), également nommée planète jovienne voire géante jovienne en référence à Jupiter, est une planète géante composée essentiellement d’hydrogène et d’hélium. Les géantes gazeuses ne sont en fait constituées de gaz que sur une certaine épaisseur, en dessous leur matière est liquide ou solide.

Jupiter; la plus grande des deux géantes gazeuses du système solaire.
Saturne, la seconde géante gazeuse du système solaire.

Le Système solaire a deux représentants de cette catégorie : Jupiter et Saturne.

Terminologie

En 1952, l'écrivain de science-fiction James Blish forgea le nom de « géante gazeuse »[1], utilisé pour faire référence aux grosses planètes non telluriques du système solaire. Le nom de cette classe était alors synonyme de « planète géante ». Cependant, à la fin des années 1940[2], il devint clair que la composition d'Uranus et Neptune est très différente de celle de Jupiter et Saturne. Elles sont essentiellement constituées de composés plus lourds que l'hydrogène et l'hélium et constituent à ce titre un groupe distinct de planètes géantes. Étant donné que, lors de leur formation, Uranus et Neptune ont incorporé des matériaux sous forme de glaces ou de gaz piégé dans de la glace d'eau, et que ces planètes sont ainsi composées d’éléments volatils plus lourds que l’hydrogène et l’hélium — tels que l’eau, le méthane et l’ammoniac — et qu’on appelle, en planétologie, des glaces, le nom de « géante de glaces » fut utilisé[3],[2]. L'usage le plus ancien connu de « géante de glaces » (ice giant en VO en anglais) est vers 1978[2],[4] et le terme devint d'usage courant dans les années 1980[2].

Composition et structure

Jupiter et Saturne sont constituées principalement d’hydrogène et d’hélium, les éléments plus lourds ne représentant qu’entre 3 et 13 % de leur masse[5]. Leur structure interne serait formée par une couche externe d’hydrogène moléculaire gazeux, lequel deviendrait liquide avec la profondeur, surmontant une couche d’hydrogène métallique liquide entourant probablement un noyau de roches et de glaces.

La couche extérieure, autrement dit l’atmosphère, est caractérisée par la présence de plusieurs bandes nuageuses composées notamment d’eau et d’ammoniac.

Dans une partie de la couche liquide non métallique, l'hydrogène et l'hélium se séparent. Cette immiscibilité, prévue théoriquement depuis les années 1970 et vérifiée expérimentalement en 2021, devrait affecter une épaisseur d'environ 15 % du rayon jovien. Elle pourrait expliquer le déficit de l'atmosphère jovienne en hélium et en néon, et l'excès de luminosité de Saturne[6],[7].

La couche d’hydrogène métallique représente le « corps » de ces planètes, et le nom de métallique provient du fait qu’elle se situe dans une zone où la pression est telle que l’hydrogène se comporte comme un conducteur électrique.

Le noyau central consisterait pour sa part en un mélange d’éléments plus lourds (notamment rocheux ou métalliques) à des températures (20 000 K) et des pressions telles que leurs propriétés sont peu connues[5].

Sous-classes

Selon leur température de surface, les géantes gazeuses sont subdivisées (des plus chaudes aux plus froides) en Jupiter très chauds, Jupiter chauds, Jupiter tempérés et Jupiter froids. La température varie fortement, avec une moyenne d'environ -110 C°.

Les planètes géantes gazeuses les plus massives sont appelées super-Jupiter, ou planètes superjoviennes, alors que celles plus petites que Jupiter et Saturne peuvent être nommées sous-Jupiter ou planètes subjoviennes.

Il existerait des planètes de ce type particulièrement riches en hélium, voire composées presque exclusivement de ce gaz : on parle alors de planètes d'hélium.

Notes et références
  1. Science Fiction Citations, Citations for gas giant n.
  2. Mark Marley, "Not a Heart of Ice", The Planetary Society, 2 April 2019. read
  3. (en) Mark Hofstadter et al., « The Atmospheres of the Ice Giants, Uranus and Neptune » [doc], sur nationalacademies.org, , p. 1–2
  4. James A. Dunne and Eric Burgess, The Voyage of Mariner 10: Mission to Venus and Mercury, Scientific and Technical Information Division, National Aeronautics and Space Administration, 1978, 224 pages, page 2. read
  5. (en) T. Guillot et al., « The Interior of Jupiter », dans France Bagenal, Timothy E. Dowling et William B. McKinnon (éd.), Jupiter : The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge, Cambridge University Press, coll. « Cambridge Planetary Science Series » (no 1), 2004 (1re éd.), XI-719 p. (ISBN 978-0-5218-1808-7, OCLC 54081598, BNF 39265372)
    Les coauteurs du chapitre sont, outre T. Guillot : D. J. Stevenson, W. B. Hubbard et D. Saumon.
  6. (en) Alex Lopatka, « Squeezed hydrogen and helium don’t mix », Physics Today,‎ (DOI 10.1063/PT.6.1.20210706a).
  7. (en) S. Brygoo, P. Loubeyre, M. Millot, J. R. Rygg, P. M. Celliers et al., « Evidence of hydrogen−helium immiscibility at Jupiter-interior conditions », Nature, vol. 593,‎ , p. 517-521 (DOI 10.1038/s41586-021-03516-0).
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