Le système d'anneaux jovien est ténu et principalement composé depoussière cosmique. Il est divisé en plusieurs anneaux : lehalo, l'anneau principal et l'anneau gossamer. Un autre anneau pourrait exister dans l'orbite d'Himalia, bien que cela reste à confirmer.
La masse totale exacte du système d'anneau est estimée entre 1011 et 1016kilogrammes, alors que son âge n'est pas connu.
Vue des anneaux de Jupiter parVoyager 2 en juillet 1979.Mosaïque des anneaux de Jupiter réalisée par la sondeGalileo et publiée en septembre 1998.
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L'existence d'anneaux autour de Jupiter est postulée la première fois en 1974, alors que la sondePioneer 11 détecte des irrégularités à quelques dizaines de milliers de kilomètres autour de la planète[1]. Cinq ans plus tard, en mars 1979, les anneaux de Jupiter sont observés pour la première fois par lasonde spatialeVoyager 1[1],[2].
Au cours des années 1990, l'arrivée dutélescope spatial Hubble permet d'observer les anneaux de Jupiter pour la première fois à partir de laTerre[3]. Au cours de la même décennie et au début des années 2000, la sondeGalileo permet de mieux caractériser les anneaux[4]. En 2002 et en 2003, la sonde spatiale passe ainsi deux fois à travers les anneaux gossamer. Lors de ses passages, son détecteur de poussières DDS (Dust Detector Subsystem) capte des poussières de grandeurs variant de 0,2 à 5 μm[5],[6]. De plus, la sonde détecte depetits corps discrets (< 1 km) près d'Amalthée[7].
Des images obtenues au début de l'année 2007 par la sonde spatialeNew Horizons révèlent unefine structure riche[Quoi ?] dans l'anneau principal[8].
Encore de nos jours, l'observation des anneaux de Jupiter à partir du sol exige les plus grands télescopes actuellement disponibles[9].
Le système d'anneaux jovien est principalement composé de poussières[2],[10]. Il est divisé en trois ou quatre anneaux : lehalo, l'anneau principal et l'anneau gossamer, qui est parfois subdivisé en l'anneau d'Amalthée et deThébé, du nom des lunes qui sont situées à proximité[11]. Un autre anneau pourrait exister dans l'orbite d'Himalia, bien que cela reste à confirmer.
L'anneau principal et l'anneau halo seraient composés de poussières éjectées deslunesMétis etAdrastée, ainsi que par le résultat d'impact à haute vitesse d'autrescorps parents inobservables[4].
Les anneaux émettent dans les basses fréquences visibles, ainsi qu'enproche infrarouge, ce qui leur confère une coloration rouge ; mais l'anneau halo est neutre ou légèrement bleuté[3]. La grosseur des poussières dans les anneaux varient, maisla zone de la coupe transversale[Quoi ?] présente des particules non sphériques d'environ 15micromètres (μm) de rayon dans tous les anneaux sauf le halo[12]. L'anneau halo est probablement dominé par des poussières submicrométriques[note 1].
La masse totale exacte du système d'anneau est estimée entre 1011 et 1016kg[13] alors que l'âge du système d'anneau n'est pas connu[14]. Il pourrait avoir existé depuis la formation de Jupiter[13].
L'image du dessus, prise par la sonde spatialeNew Horizons, montre l'anneau principal avec de la lumière rétrodiffusée. Lastructure fine[Quoi ?] de sa partie externe est visible. L'image du bas montre l'anneau principal avec de la lumière diffuse vers l'avant. Celle-ci démontre son manque de structure à l'exception de l'écart où l'orbite de Métis.
La situation est différente du côté de la lumière rétrodiffusée[note 3]. La limite externe de l'anneau est située à 129 100 km, légèrement au-delà de l'orbite d'Adrastée[13], bien qu'au-delà de l'orbite de Métis, la luminosité diminue fortement[13].
Observée par la lumière rétrodiffusée, l'épaisseur de l'anneau n'est pas très importante, ne dépassant pas les 30 km[10]. Dans unegéométrie de diffusion latérale[Quoi ?], on passe à une épaisseur de 80 à 160 km[4],[12], alors qu'avec unegéométrie de diffusion vers l'avant[Quoi ?] donne 300 km d'épaisseur[4].
Des analyses détaillées de Galileo montrent des variations longitudinales de la luminosité de l'anneau principal, indépendamment de lagéométrie de visée[Quoi ?].
Image de l'anneau principal obtenue parGalileoavec de lumière diffusée par l'avant[pas clair].
Desspectres couvrant la plage de 0,5 à 2,5 μm[12] obtenus à partir des mesures deHubble[3],Keck[16], Galileo[17] etCassini-Huygens[12], montrent que la couleur des particules composants l'anneau principal sont rougeâtres, ce qui indique unalbédo plus élevé pour deslongueurs d'onde plus grandes. Ces spectres sont très similaires à ceux d'Adrastée[3] et d'Amalthée[16].
Les analyses et les données du spectre mènent à la conclusion que la répartition des petites particules suit uneloi de puissance[12],[18],[19]:
où est le nombre de particules possédant un rayon défini dans un certain intervalle et est un paramètre de normalisation choisi pour correspondre auflux lumineux total connu de l'anneau. Le paramètre = 2,0 ± 0,2 pour des particules de < 15 ± 0,3 μm et = 5 ± 1 pour les particules de > 15 ± 0,3 μm[12]. La distribution des particules de taille allant du millimètre au kilomètre demeure indéterminée[13]. La diffusion de la lumière dans ce modèle est dominée par les particules ayant un rayon d'environ 15 μm[12],[17].
La loi de puissance évoquée précédemment permet l'estimation de l'épaisseur optique () de l'anneau principal : pour la poussière et pour les corps plus gros (la forme des particules est prétendue comme étant ronde[12]).
La masse totale de la poussière est estimée entre 107 et 109 kg, alors que pour les corps plus gros, excluant Adrastée et Métis, elle est d'environ 1011 à 1016 kg, ça dépend de leur taille maximale. La valeur supérieure correspond à un diamètre de particule d'un kilomètre[13].
La formation des anneaux de Jupiter.
La poussière est retirée de l'anneau principal par une combinaison de l'effet Poynting-Robertson et desforces électromagnétiques provenant de lamagnétosphère de Jupiter[19],[20]. L'espérance de vie des particules de poussière sur l'anneau principal serait de 100 à 1 000 ans[13],[20]. La poussière serait donc renouvelée lors de collisions entre les corps plus grands, allant de 1 cm à 0,5 km[21], ou entre la collision entre ces mêmes grands corps et des particules de grande vitesse provenant de sources externes ausystème jovien[13],[20].
Le halo est à la fois l'anneau la plus près et le plus épais de Jupiter. Son extrémité extérieure coïncide avec l'extrémité intérieure de l'anneau principal, à une distance de 122 500 km de la géante gazeuse[4],[10]. L'épaisseur augmente au fur et à mesure que l'on s'approche de la planète. On a ainsi détecté la présence de matériau jusqu'à 10 000 km au-dessus du centre vertical de l'anneau[4],[9]. Quant à elle, la limite interne de l'anneau se situe à environ 100 000 km[9], bien qu'on note de la matière jusqu'à 92 000 km[4]. Ainsi, l'anneau fait environ 30 000 km de large. Il ressemble à untore épais sans structure interne définie[13]. Contrairement à l'anneau principal, cet anneau dépend très peu de lagéométrie de visée.
Les propriétés associées au spectre ne sont pas les mêmes que pour l'anneau principal, notamment au niveau de l'albédo[16].
Les particularités optiques du halo pourraient s'expliquer par une composition exclusive de particules de taille inférieure à 15 μm[3],[13],[18]. Des parties plus éloignées du plan central de l'anneau pourraient même être constituées de particules submicrométriques[3],[9],[13]. Cette composition poussiéreuse expliquerait la diffusion beaucoup plus forte vers l'avant, les couleurs plus bleues et le manque de structures visibles dans le halo. La poussière provient probablement de l'anneau principal, une affirmation appuyée par le fait que l'épaisseur optique des particules du halo est comparable à celle de la poussière de ce dernier[10],[13].
L'origine des poussières dans les anneaux gossamer serait semblable à celle de l'anneau principal et du halo[20]. Ces sources seraient ainsi les lunes joviennes internes Amalthée et Thébé, dont lesimpacts issus de projectiles à haute vitesse provenant de l'extérieur du système jovien auraient projeté des particules de poussières de leurs surfaces[20]. Ces particules sont initialement retenues sur la même orbite que leur lune, puis elles descendent en spirale vers l'intérieur pareffet Poynting-Robertson[20].
L'anneau gossamer interne, également nommé anneau d'Amalthée, est composé d'une très fine structure avec une section transversale rectangulaire, qui s'étend de l'orbite d'Amalthée, à 182 000 km, jusqu'à environ 129 000 km[4],[13]. Sa limite interne n'est pas clairement définie en raison de la présence de l'anneau principal et du halo, qui sont beaucoup plus brillants[4]. L'épaisseur de l'anneau est d’approximativement 2 300 km près de l'orbite d'Amalthée et diminue légèrement en direction de Jupiter[22],[9].
La limite externe de l'anneau est relativement inclinée[4], causant une baisse abrupte de sa luminosité juste avant l'orbite d'Amalthée[4]. Avec la lumière diffusée vers l'avant, la luminosité de l'anneau semble être30 fois plus faible que celle de l'anneau principal[4]. Avec la lumière rétrodiffusée, seuls letélescopeKeck[9] et l'ACS de Hubble ont réussi à le détecter[15]. La diffusion vers l'arrière permet de montrer davantage de structures de l'anneau[9],[23].
L'anneau gossamer externe, également nommé anneau de Thébé, est l'anneau jovien le plus fin. Il s'étend de l'orbite de Thebe, à 226 000 km, jusqu'à environ 129 000 km[4],[13]. L'anneau à une continuation à peine visible dépassé l'orbite de Thébé, qui s'étend jusqu'à 280 000 km, appelée l'extension de Thébé[4],[6]. Avec de la lumière diffusée vers l'avant, la luminosité de l'anneau est environ 3 fois plus faible que celle de l'anneau d'Amalthée[4]. Dans la lumière rétrodiffusée, seul le télescope Keck a pu le détecter[9].
La profondeur optique de cet anneau est d'environ 3 × 10-8, soit trois fois plus petite que celle de l'anneau d'Amalthée, et la masse totale de poussière reste semblable, soit environ 107–109 kg[11],[20],[6].
Image de synthèse de l'hypothétique anneau d'Himalia par la sonde spatialeNew Horizons[note 4]
Un nouvel anneau pourrait être apparu autour de Jupiter au début des années 2000. En effet, la sondeNew Horizons a photographié une structure qui y ressemble lors de son passage près de lagéante gazeuse en septembre 2006, alors que les sondes précédentes n'avaient rien vu[25].
Une des explications possibles est qu'une petite lune se serait écrasée à la surface de Himalia et que la force de l'impact aurait propulsé des matériaux dans son orbite[25]. Des chercheurs ont pensé que la petite luneDia, découverte en 2000 et perdue par la suite, pourrait être la cause de cet impact[26]. Cependant, la redécouverte de Dia en 2010 et en 2011[27] écarte celle-ci, bien que l'hypothèse qu'une autre lune soit impliquée n'est pas écartée.
↑La lumière diffusée vers l'avant est la lumière diffusée à un petit angle par rapport à la lumière solaire.
↑La lumière rétrodiffusée est la lumière diffusée à un angle s’approchant de 180 degrés par rapport à la lumière solaire.
↑Synthèse de six images. Himalia est locaclisée dans le cercle. Son image est double à cause du délai entre les trois premiers et les trois derniers clichés. L'anneau est parallèle à l'orbite du satellite mais ne lui coïncide pas. La flèche indique la direction de Jupiter[24].
Les objets dont le nom est en italique sont ceux qui auraient eu des anneaux dans le passé (−) ou devraient en avoir dans le futur (+), mais n'en ont pas aujourd'hui. Les objets dont le nom est barré sont ceux autour desquels l'existence d'anneaux a été suspectée ou envisagée, mais est aujourd'hui exclue.
