Planétologie/Les planètes gazeuses

Le système solaire externe, situé au-delà de la ceinture d’astéroïdes, est le domaine des planètes gazeuses. Leur nom de planète gazeuse leur provient de leur composition chimique : ces planètes sont majoritairement composées de gaz. Mais attention : il ne s'agit pas de boules de gaz, sans la moindre trace de matière rocheuse. On devrait plutôt les voir comme une sorte d'enveloppe de gaz qui entoure un corps rocheux certainement sphérique. Une seconde interprétation est de considérer que ces planètes sont en réalité des planètes telluriques avec une atmosphère deux à trois fois plus épaisses que le corps rocheux, l'atmosphère faisant partie de la planète proprement dite. Il existe quatre planètes gazeuses dans le système solaire : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.

Les géantes gazeuses du système solaire : Neptune, Uranus, Saturne et Jupiter.

La composition chimique des planètes gazeuses

Le gaz des planètes gazeuses, à savoir leur atmosphère, provient essentiellement de la nébuleuse primordiale. Il n'a certainement pas été émis, comme sur les planètes telluriques, par un quelconque volcanisme : comment autant ne pourrait-il sortir d'une planète bien plus petite ? Cette origine nébulaire se retrouve dans la composition chimique des planètes gazeuses, composées essentiellement d’hydrogène et d'hélium, avec des quantités plus faibles de méthane, d'ammoniac, d'eau, de dioxyde de soufre, etc. L'hydrogène est clairement le composant majoritaire, au point de représenter plus de 80% de la masse de ces planètes. L'hélium passe en seconde position, avec près de 10 à 15% de la masse de la planète. Les autres composants se partagent les restes, aucun ne dépassant le pourcent.

Ces éléments ont généralement un poids moléculaire ou atomique faible, contrairement à ce qu'on observe pour les planètes telluriques. En clair, leur atmosphère, pour une masse identique, pèse moins lourd que celle des planètes rocheuses. Cela s'explique par plusieurs paramètres. Le premier d'entre eux est la gravité, largement supérieure pour les planètes gazeuses. Là où les planètes telluriques n'ont pas la gravité suffisante pour garder près d'eux les éléments chimiques légers, les planètes gazeuses ont souvent une pesanteur énorme, capable d'emprisonner suffisamment d’éléments légers dans leur atmosphère. Dans le système solaire, deux autres raisons se font aussi sentir : l'éloignement au Soleil et la température. La température des planètes gazeuses est en effet plus faible que la température de surface des planètes telluriques, en raison de l'éloignement au Soleil. L'atmosphère a donc plus de mal à s'évaporer, notamment pour les éléments légers, les premiers à acquérir une énergie cinétique suffisante pour surmonter l'attraction de la pesanteur. La faiblesse du vent solaire à de longues distance aide aussi à garder une atmosphère riche en éléments légers, là où les planètes telluriques ont vu leurs éléments légers soufflés par le fort vent solaire.

La structure interne et la classification des planètes gazeuses

Pour rappel, les astronomes distinguent plusieurs types de planètes gazeuses :

• les géantes gazeuses, des planètes composées d'une enveloppe de gaz entourant un corps rocheux ;
  • les planètes purement gazeuses, avec une enveloppe de gaz qui entoure un corps rocheux sphérique très petit ;
  • les planètes gazeuses à noyau massif, identiques aux précédentes, si ce n'est que le noyau est beaucoup plus grand ;
• les géantes de glace, des planètes composées où un corps rocheux est enveloppé d'une couche de glaces et d'eau, elle-même entourée par une atmosphère gazeuse ;
  • les planètes joviennes, où la couche de glaces et d'eau est très mince par rapport à l’atmosphère ;
  • les planètes neptuniennes, où la couche de glaces et d'eau a une épaisseur particulièrement importante.

Les deux premiers types sont absents du système solaire, mais représentent certaines exoplanètes. Par contre, les types de planètes « joviennes » et « neptuniennes » sont inspirés de leurs représentants du système solaire : Jupiter et Saturne sont des planètes joviennes, tandis que Neptune et Uranus sont des planètes neptuniennes.

Planète purement gazeuse.

Planète géante à noyau massif.

Planète jovienne.

Planète de type neptunien.

La température de surface des planètes gazeuses

Vue d'artiste d'un Jupiter chaud.

De par leur éloignement du soleil, les planètes gazeuses de notre système solaire sont très froides. Leurs températures respectives varient en fonction de leur distance au soleil. Jupiter est la plus chaude avec en moyenne -110°C et une distance au soleil de 5.21 U.A. S'en suit Saturne avec une température moyenne de -190°C et une distance de 9.54 U.A. Viennent ensuite Uranus et Neptune avec une température moyenne similaire (-220°C) malgré un éloignement du soleil différent, respectivement 19.13 U.A et 29.98 U.A. On ignore encore avec certitude pourquoi malgré leur éloignement du soleil qui diffère, Uranus et Neptune ont la même température, cependant les scientifiques pensent qu'Uranus de par son inclinaison et son atmosphère perd plus facilement sa chaleur dans l'espace.

Avec ce qu'on vient de dire précédemment, on peut supposer que les planètes gazeuses sont toutes les planètes froides, éloignées de leur étoile. Cela colle de plus parfaitement avec le scénario de formation des planètes vu il y a quelques chapitres. Mais ces affirmations sont à nuancer ailleurs que dans le système solaire.

Les astronomes ont depuis longtemps découvert des planètes gazeuses géantes très chaudes et proches de leur étoile, à l'atmosphère riche en éléments légers. De telles planètes sont appelées des Jupiter chauds ou des Neptune chauds, selon qu'il s'agisse de planètes neptuniennes ou joviennes. Leur température atteint facilement 1 000 à 2 000°C, ce qui est à opposer aux planètes gazeuses plus froides, appelées Jupiter froids ou des Neptune froids (les planètes gazeuses du système solaire sont des Jupiter froids ou des Neptune froids, en passant). Ces planètes sont soumises à un fort vent solaire, ainsi qu'à une forte évaporation de leurs gaz dans l'espace (du fait de la chaleur). Leur forte température à aussi tendance à faire gonfler leur atmosphère, par dilation thermique. Ces planètes ont donc une densité nettement plus faible que leurs consœurs plus froides.

De telles observations semblent incompatibles avec les conditions de formation des planètes gazeuses, vues dans le chapitre sur la formation du système solaire. Celles-ci sont censées se former dans des environnements froids, où les éléments volatiles et légers ne sont pas soufflés par le vent solaire et les gradients de température. Mais il n'en est rien ! Beaucoup de scientifiques pensent que ces Jupiter chauds ne se sont pas formés à la distance à laquelle on les observe, mais beaucoup plus loin de leur étoile. Elles se seraient rapprochées suite à des perturbations de leur orbite. L'étape ultime de l'évolution d'un Jupiter chaud est la disparition totale de son atmosphère, soufflée par le vent solaire et évaporée par la chaleur. Ne subsiste alors que le noyau rocheux. Pour distinguer ce noyau rocheux d'une planète tellurique, de par sa formation distincte, on donne souvent le nom de planète chthonienne à ce résidu de planète gazeuse.

La chaleur interne des planètes géantes

Les planètes gazeuses, à l'exception d'Uranus, émettent plus de chaleur qu'elle n'en reçoivent du Soleil. Il existe donc une source de chaleur dans ces planètes, qui crée ce surplus de chaleur. La différence provient de la contraction de la planète, qui dégage de la chaleur gravitationnelle, laquelle est convertie en énergie cinétique. Cela provient du mécanisme de Kelvin-Helmholtz mentionné plus haut. Pour faire simple, prenons une planète qui se refroidit. Celle-ci subit une contraction thermique, ce qui fait diminuer son rayon. Dans ces conditions, une partie de l'énergie potentielle de gravité est dissipée par la contraction, sous forme de chaleur ou de radiations. La portion d'énergie gravitationnelle libérée sous forme de chaleur réchauffe alors le cœur de la planète.

Rendre compte de ce mécanisme est simple. Pour cela, partons de l'énergie potentielle d'un corps sphérique (ici, la planète).

$U=-{\frac {3}{5}}{\frac {GM^{2}}{R}}$

Supposons que la contraction fasse passer la planète du rayon $R_{1}$ au rayon $R_{2}$. L'énergie potentielle libérée lors de la contraction est alors de :

$U_{1}-U_{2}=-{\frac {3}{5}}{\frac {GM^{2}}{R_{1}}}-\left(-{\frac {3}{5}}{\frac {GM^{2}}{R_{2}}}\right)$

On factorise ${\frac {3}{5}}GM^{2}$ :

$U_{1}-U_{2}={\frac {3}{5}}GM^{2}\left({\frac {1}{R_{2}}}-{\frac {1}{R_{1}}}\right)$

D'après le théorème du Viriel, la moitié de cette énergie potentielle est libérée sous la forme de radiations et l'autre sous forme de chaleur. Dans ces conditions, la chaleur engendrée est :

${\frac {U_{1}-U_{2}}{2}}={\frac {3}{10}}GM^{2}\left({\frac {1}{R_{2}}}-{\frac {1}{R_{1}}}\right).$