Jupiter, la plus grosse et la plus massive des planètes, constitue le centre d’un vaste système de satellites et d’anneaux étudié de près par plusieurs sondes spatiales.

     L’analyse du rayonnement planétaire dans l’ultraviolet, le visible, l’infrarouge et le domaine radioélectrique, tant à partir des observatoires terrestres qu’à l’aide des appareils embarqués à bord des sondes spatiales, a permis de déterminer la température et la composition chimique des couches extérieures de Jupiter sur une épaisseur d’environ 2 000 kilomètres, ce qui est évidemment minime comparé aux quelques 70 000 kilomètres du rayon de Jupiter. 

     D’après des analyses des données des sondes, l’éthylène, le benzène et le méthylacétylène seraient aussi présents. 

    Trois sortes d’information fournissent des contraintes pour les théories sur la structure interne de Jupiter. Il s’agit en premier lieu des proportions respectives des deux constituants majeurs de Jupiter, l’hydrogène et l’hélium ; ces proportions ont été mesurées avec précision par les sondes Voyager dans l’atmosphère extérieure. S’enfonçant au-dessous des nuages visibles de Jupiter, se trouve sans doute des nuages plus complexes. Par ailleurs, la pression devient de plus en plus forte, atteignant des valeurs situées bien au-delà de celles qui sont réalisables sur Terre en laboratoire. 

     Néanmoins, les composants demeurent fluides et non solides à cause des températures relativement élevées. Ce faisant, elles enrichissent le milieu interstellaire en matériaux qu’elles avaient fabriqués, et notamment en hélium. Le modèle théorique de cette explosion primordiale nous permet alors de déduire la densité des protons et des neutrons (ce que l’on appelle les nucléons ou les baryons) de l’Univers. Ces grains étaient composés de fer et de silicates, mais aussi, à cause des basses températures existant dans la nébuleuse à sa périphérie, de glaces d’eau, d’ammoniac et de méthane. Ainsi se seraient constituées, dans cette deuxième phase, les atmosphères de Jupiter et des autres planètes géantes, dans lesquelles le carbone, l’azote et l’oxygène pourraient, à la suite de la revaporisation des glaces dans l’atmosphère, être enrichis par rapport au Soleil.

     Les missions d’exploration approfondie des planètes géantes, en premier lieu la mission Galileo vers Jupiter, sont conçues pour expédier des sondes à l’intérieur de ces atmosphères. Ces substances sont incolores et leur présence ne peut rendre compte que des bandes parallèles blanches et d’autres contrastes tels que les panaches blancs observés au-dessus des régions équatoriales. Si l’on arrive à apercevoir dans le visible ces taches bleues caractéristiques des nuages en profondeur, c’est parce qu’il existe des " fenêtres " dans la couverture que constituent les nuages supérieurs. 

     Alors que la structure en bandes parallèles et la Grande Tache rouge sont nettement discernables depuis les observatoires terrestres, ce sont les images transmises en 1974 et en 1975 par les sondes Pioneer-10 et Pioneer-11, respectivement, qui ont réellement révélé les autres marques caractéristiques des nuages joviens. En revanche, son étendue (de l’ordre de 20 000 kilomètres en longueur et de 12 000 kilomètres en largeur) et sa couleur subissent de faibles variations. C’est également à l’intérieur des zones brillantes que s’inscrivent d’autres taches de plus faibles dimensions et dont la couleur correspond aussi à un mélange de rouge et d’orange.
    
    L’étroite corrélation entre, d’une part, des vents soufflant en direction de l’est succédant aux vents vers l’ouest, d’autre part, l’alternance des zones et des ceintures est bien démontrée. Les sources de ces émissions se trouvent toutes dans la magnétosphère interne, et leur étude fournit des informations précieuses sur la dynamique des électrons énergétiques dans ces régions. 

     Comme ceux de Saturne et d’Uranus, les anneaux de Jupiter possèdent des bords nets et des satellites proches ; cependant, ils sont beaucoup plus fins et bien différents.

     Les seize satellites peuvent être classés en trois catégories :

- quatre  petits  satellites (diamètres ou dimensions voisins de 50 km) sont situés sur des orbites circulaires équatoriales très proches de la planète (demi-grands axes compris entre 1,79 et 3,11 rayons joviens) ;
- quatre  gros  satellites (diamètres voisins de 4 000 km), appelés satellites galiléens, gravitent également sur des orbites circulaires et équatoriales ; de Jupiter vers l’extérieur, ce sont Io, Europe, Ganymède et Callisto ; les trois premiers ont des périodes de révolution résonantes (la période sidérale de Ganymède est double de celle d’Europe et quadruple de celle de Io) ; les demi-grands axes des orbites sont compris entre 5,90 et 26,33 rayons joviens ;
- huit petits satellites externes (diamètres voisins de 20 km) possèdent des orbites fortement excentriques (excentricités comprises entre 0,15 et 0,4), directes ou rétrogrades, inclinées par rapport au plan équatorial de la planète (inclinaisons comprises entre 250 et 1650), et situées très loin de Jupiter (demi-grands axes compris entre 155 et 332 rayons joviens).

     Des huit satellites extérieurs, on ne connaît que les paramètres orbitaux, les diamètres approximatifs et les " couleurs " superficielles. Ils ont des diamètres voisins de 20 kilomètres et ils sont très sombres ; leurs spectres de réflexion sont semblables à ceux des astéroïdes. Ces propriétés spectrales et leurs caractéristiques orbitales indiquent que ce sont vraisemblablement des astéroïdes capturés.


     Les trajectoires des deux sondes Voyager étaient programmées pour que chacun des quatre satellites soit survolé " de près " ; la résolution maximale des images fut excellente : 4 kilomètres pour Europe, 2 pour Callisto et 1 pour Ganymède et Io.

     L’observation des couleurs de surface, des albédos et des spectres indique que :

- la surface de Callisto est constituée de 30% de silicates et de 70% de glace d’eau ;
- celle de Ganymède est constituée de 10% de silicates et de 90% de glace d’eau ;
- celle d’Europe est constituée de glace d’eau presque pure ;
- celle de Io est dominée par des composés soufrés.

     Ces satellites ont des densités différentes : 1,83 pour Callisto, 1,93 pour Ganymède, 3,04 pour Europe, 3,55 pour Io, alors que la densité moyenne des silicates des météorites est de 3,2.

     De toutes ces données, on peut conclure que Callisto et Ganymède sont constitués d’un mélange de glace d’eau et de silicates en proportions voisines, qu’Europe est constituée en majorité de silicates, recouverts d’une mince couche de glace, et que Io est quasi entièrement composée de silicates, d’une faible quantité de composés soufrés et, éventuellement, d’une petite quantité de fer.

1996 Encyclopædia Universalis France