Observer les lunes de Jupiter : les quatre satellites galiléens

Une découverte qui a changé notre vision du ciel

En janvier 1610, Galileo Galilei dirige sa lunette vers Jupiter et remarque trois points, puis un quatrième, disposés à proximité de la planète. Ils changent de place : tantôt à gauche, tantôt à droite, parfois absents. Galilée comprend qu’ils tournent autour de Jupiter et publie ses observations la même année dans le Sidereus Nuncius.

Simon Marius observe également les satellites à cette époque. Les noms aujourd’hui utilisés, inspirés de personnages de la mythologie grecque liés à Zeus, viennent de sa proposition, faite sur une suggestion de Johannes Kepler. La découverte montre qu’un autre centre de révolution existe dans le Système solaire : tout ne tourne donc pas directement autour de la Terre. Elle apporte un argument majeur dans les débats sur le modèle héliocentrique.

Les quatre grands satellites portent collectivement le nom de satellites galiléens. Jupiter possède de nombreux autres satellites, mais leur petite taille et leur faible éclat les rendent bien moins accessibles aux instruments d’amateurs. Pour commencer, les quatre grands offrent déjà un système dynamique dont on peut observer les changements en une seule soirée.

Quatre satellites, quatre rythmes

• Io effectue une révolution en environ 1,77 jour. C’est le corps le plus actif du Système solaire sur le plan volcanique. Sa magnitude est proche de 5,0 dans des conditions usuelles d’observation.
• Europe tourne en environ 3,55 jours. Un océan d’eau liquide est considéré comme très probable sous sa croûte de glace. Sa magnitude avoisine 5,3.
• Ganymède parcourt son orbite en environ 7,15 jours. Avec quelque 5 268 kilomètres de diamètre, il est le plus grand satellite du Système solaire et dépasse même Mercure en taille, tout en étant moins massif. Sa magnitude se situe autour de 4,6.
• Callisto met environ 16,69 jours et atteint les plus grandes séparations parmi les quatre. Sa magnitude est proche de 5,7.

Ces magnitudes varient avec la géométrie et la distance ; elles servent surtout à comparer les ordres de grandeur. Io, Europe et Ganymède sont liés par une résonance orbitale : pendant une révolution de Ganymède, Europe en accomplit environ deux et Io quatre. Leurs phases orbitales ne sont pas libres et ils ne se retrouvent pas tous les trois simultanément alignés du même côté de Jupiter.

Callisto ne participe pas à cette résonance de Laplace. Son orbite plus éloignée peut, selon la saison du système jovien, le faire passer au-dessus ou au-dessous du disque apparent de Jupiter, sans occultation. Io, beaucoup plus rapide, peut changer de position de façon sensible en une heure. Pour une découverte en famille ou avec un club d’astronomie, un second regard en fin de soirée rend ce mouvement particulièrement concret.

Observer aux jumelles et au télescope

Leur éclat serait en principe suffisant pour une observation à l’œil nu sous un bon ciel, mais la lumière très intense de Jupiter les masque. Des jumelles de sept à dix fois permettent de les séparer. Posez-les sur un trépied ou un support stable : le tremblement des mains suffit à effacer ces petits points.

On distingue souvent deux, trois ou quatre satellites. Un satellite peut se trouver devant le globe, derrière lui, dans son ombre ou trop près d’un autre point pour être séparé. Son absence n’indique pas un changement de nombre de lunes. Vérifiez la configuration puis réessayez plus tard.

Les satellites apparaissent presque alignés parce que leurs orbites sont proches du plan équatorial de Jupiter, que nous voyons presque par la tranche. L’axe de Jupiter n’est incliné que d’environ 3° par rapport à la perpendiculaire à son orbite. Dans un grand télescope et par une atmosphère stable, les satellites deviennent de minuscules disques ; Io peut sembler légèrement jaunâtre, tandis que Callisto paraît plus sombre.

Les mois entourant l’opposition, qui revient environ tous les treize mois, sont généralement favorables. Jupiter reste alors visible durant une grande partie de la nuit et passe au méridien près de minuit solaire vrai. Cela ne garantit pas une grande hauteur depuis toutes les latitudes : sa déclinaison et votre lieu comptent aussi. Depuis la France, une culmination élevée facilite souvent les détails, tandis qu’une planète basse souffre davantage de turbulence et de dispersion atmosphérique.

Regarder aussi le globe de Jupiter

Jupiter tourne sur elle-même en moins de dix heures. Ses bandes nuageuses ne suivent pas toutes exactement le même rythme : les régions équatoriales tournent un peu plus vite que d’autres latitudes. Les astronomes utilisent notamment le système I pour la zone équatoriale et le système II pour les autres régions visibles, dont celle de la Grande Tache rouge.

Le méridien central indique la longitude située au centre du disque apparent dans le système considéré. En le rapprochant d’une longitude appropriée et datée de la Grande Tache rouge, on peut interpréter son passage sur la face visible. La tache évolue et dérive : une longitude historique ne suffit pas à prédire indéfiniment sa position.

Occultations, éclipses et passages d’ombres

Quatre phénomènes se distinguent. Lors d’une occultation, un satellite disparaît derrière le disque de Jupiter. Lors d’une éclipse, il entre dans l’ombre de la planète et peut s’éteindre alors qu’il paraît encore à côté du disque. Un transit est son passage devant le globe, où son faible contraste peut compliquer l’observation. Enfin, un passage d’ombre projette un petit point noir sur les nuages de Jupiter, souvent plus facile à repérer que le satellite lui-même.

À certaines saisons, environ tous les six ans, les satellites peuvent aussi s’occulter ou s’éclipser mutuellement. Ces phénomènes demandent une géométrie particulière, lorsque les directions de la Terre et du Soleil sont proches du plan équatorial jovien.

Les éclipses d’Io ont également servi à comprendre la lumière. En 1676, Ole Rømer interprète leurs avances et retards apparents par la variation du temps de parcours de la lumière entre Jupiter et la Terre. Lorsque la distance change au fil des positions orbitales, la lumière met plus ou moins longtemps à nous parvenir ; l’écart représente une fraction importante d’heure.