Io (lune)

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Io
Jupiter I
Image illustrative de l'article Io (lune)
Mosaïque de photographies d'Io prises par la sonde Galileo en 1999.
Type Satellite naturel de Jupiter
Caractéristiques orbitales
(Époque 16 janvier 1997[1])
Demi-grand axe 421 800 km[1]
Périapside 420 000 km[2]
Apoapside 423 400 km[2]
Excentricité 0,0041[1]
Période de révolution 1,769 d[1]
Inclinaison 0,036°[1]
Caractéristiques physiques
Diamètre 3 643,2±1,0 km[3]
Masse 8,93×1022 kg
Masse volumique moyenne 3,528±0,006 x103 kg/m³[3]
Gravité à la surface 1,79 m/s2
Période de rotation 1,769 d
synchrone
Albédo moyen 0,63±0,02[3]
Température de surface moyenne : 130 K
min : 80 K
max : 2 000 K
Caractéristiques de l'atmosphère
Pression atmosphérique Traces
Découverte
Découvert par Galilée
Découverte 7 janvier 1610
Désignation(s) provisoire(s) Jupiter I

Io est un satellite naturel de Jupiter et l'une des quatre lunes galiléennes, la plus proche de la planète. Io est le quatrième plus grand satellite du Système solaire. Observée en 1610 par Galilée, elle porte le nom d'Io, conquête amoureuse de Zeus persécutée par l'épouse de ce dernier, Héra — dont elle avait été prêtresse. Son nom lui fut donné par l'astronome allemand Simon Marius qui affirmait l'avoir découverte avant Galilée.

Avec plus de 400 volcans en activité, Io est l'objet le plus actif du Système solaire. Cette activité géologique est provoquée par les forces de marée de Jupiter. Les volcans du satellite rejettent des composés du soufre et les panaches peuvent atteindre 500 km d'altitude. Sa surface est constellée d'une centaine de montagnes, certaines plus élevées que l'Everest[4]. À la différence de la plupart des satellites du Système solaire externe (qui possèdent une épaisse couche de glace), Io est essentiellement composées de roches silicates entourant un noyau. La surface d'Io est caractérisée par des plaines recouvertes de soufre et de dioxyde de soufre, la colorant de diverses teintes de rouges, jaunes, blancs, noirs et verts. Cette activité atmosphérique produit une petite atmosphère autour de la lune et joue un rôle important dans la magnétosphère de Jupiter.

En 1979, les deux sondes spatiales Voyager ont révélé l'activité géologique de Io, avec de nombreuses caractéristiques volcaniques, de grandes montagnes et une surface jeune sans cratères d'impact évidents. La sonde Galileo a effectué plusieurs survols proches dans les années 1990 et début des années 2000 ce qui a permis l'obtention de données sur la structure intérieure de Io et de la composition de sa surface. D'autres observations ont été réalisées par Cassini–Huygens en 2000 et par New Horizons en 2007, ainsi que par les télescopes basés sur Terre et par le Télescope spatial Hubble.

Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]

Dimensions[modifier | modifier le code]

Io est légèrement plus grand que la Lune. Son rayon moyen est de 1 821,3 km (environ 5 % de plus que la Lune) et sa masse 8,9319×1022 kg (environ 21 % de plus que celle de la Lune). Le satellite est de forme légèrement ellipsoïde, son plus grand axe étant dirigé vers Jupiter. Parmi les lunes galiléennes, Io est plus petite et moins massive que Ganymède et Callisto, mais plus grande et massive qu'Europe.

Structure interne[modifier | modifier le code]

Composée principalement de silicates et de fer, Io est plus proche au niveau de sa composition des planètes telluriques que des autres satellites du système solaire externe, qui sont composés en majeure partie d'un mélange de glace et de silicates. Io possède une densité de 3,5275 g/cm3, significativement plus élevée que les autres satellites galiléens et plus élevée que la Lune.
Les modèles de la masse, du rayon et des coefficients gravitationnels quadripolaires (valeurs numériques associées à la façon dont la masse est distribué dans un objet) de Io, basés sur les mesures de Voyager et de Galileo, suggèrent que l'intérieur est distinct de l'extérieur, une croûte et un manteau riches en silicate et à l'intérieur, un noyau de fer ou de sulfure de fer. Ce noyau métallique représente approximativement 20 % de la masse de Io. En fonction de la quantité de soufre dans le noyau, ce dernier possède un rayon situé entre 350 km et 650 km s'il est presque entièrement composé de fer, ou entre 550 km et 900 km s'il est composé d'un mélange de fer et de soufre. Le magnétomètre de Galileo n'a pas réussi à détecter un champ magnétique interne intrinsèque à Io, ce qui indique l'absence de convection dans le noyau.

Volcanisme[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Volcanisme sur Io.
Le volcan Tvashtar sur Io.

Io est surtout remarquable pour son volcanisme actif (caractéristique remarquable qui autrement n'a été observée que sur la Terre, Triton et Encelade) ; c'est l'objet le plus actif du Système solaire. « Son noyau est très chaud. Encore de moindre épaisseur, son manteau souple et chaud est aux prises avec les gaz qui, abondamment produits, remontent à la surface où ils font éruption et composent peu à peu son atmosphère ».

À la différence des volcans terrestres, les volcans sur Io rejettent des composés du soufre, dont peut-être de l'anhydride sulfureux.

On a mesuré que certains panaches des éruptions volcaniques d'Io montent à plus de 300 kilomètres au-dessus de la surface avant de retomber, la matière étant éjectée de la surface à une vitesse d'environ 1 000 m/s.

Ces éruptions volcaniques sont très changeantes ; durant les quatre mois séparant l'arrivée des sondes Voyager 1 et 2, certaines d'entre elles se sont arrêtées et d'autres ont commencé.

Les dépôts entourant les volcans changent aussi d'aspect.

À la différence de la plupart des lunes du Système solaire externe, la composition d'Io est vaguement similaire à celle des planètes telluriques, qui sont principalement composées de magma riche en silicates.

Des données récentes provenant de la sonde Galileo indiquent qu'Io possède un noyau d'un rayon d'au moins 900 kilomètres composé de fer, peut-être mélangé à du sulfure de fer.

La surface d'Io est presque totalement dépourvue de cratères d'impact, ce qui signifie qu'elle doit être très récente.

En plus des volcans, on trouve à la surface d'Io des montagnes non-volcaniques, de nombreux lacs de soufre fondu, des caldeiras profondes de plusieurs kilomètres et des étendues d'écoulements de fluides de basse viscosité de centaines de kilomètres de long, probablement composés d'une certaine forme de soufre fondu ou de silicates.

Le soufre et ses composés possèdent un éventail de couleurs (surtout jaune, rouge et noir) qui sont responsables de l'aspect varié d'Io.

L'analyse des images de Voyager a mené les scientifiques à croire que les écoulements de lave à la surface d'Io sont composés la plupart du temps de divers composés de soufre fondu. Cependant, des études infrarouges menées ultérieurement à partir du sol indiquent qu'elles sont trop chaudes pour être du soufre liquide.

Certains des points les plus chauds sur Io peuvent atteindre des températures aussi élevées que 2 000 K, bien que la moyenne soit nettement inférieure, environ 130 K. Une idée courante est que les laves d'Io sont composées de roches en fusion riches en silicates. Des observations récentes du télescope spatial Hubble indiquent que cette matière est peut être riche en sodium.

Atmosphère[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Atmosphère de Io.

Io a une mince atmosphère composée de dioxyde de soufre et peut-être de quelques autres gaz.

À la différence des autres satellites galiléens, Io ne possède que peu ou pas d'eau.

C'est probablement parce qu'au début de l'évolution du Système solaire, Jupiter était assez chaud pour chasser les éléments volatils à proximité d'Io mais pas assez chaud pour faire de même avec ses autres lunes.

Orbite et rotation[modifier | modifier le code]

Animation schématisant la résonance entre Io, Europe et Ganymède.

Io orbite autour de Jupiter à 421 700 km du centre de la planète et 350 000 km du sommet de son atmosphère. Son orbite se situe entre celles de Thébé et d'Europe ; Io est le 5e satellite le plus proche de Jupiter et la plus interne des lunes galilléennes. Il parcourt son orbite en 42,5 h.

Io est en résonance orbitale 2:1 avec Europe et 4:1 avec Ganymède : quand Europe parcourt une orbite, Io en parcourt deux ; similairement, Io conclut quatre orbites pour une seule de Ganymède. Cette résonance perpétue l'excentricité orbitale d'Io (0,0041) et produit ainsi la principale source de chaleur pour son activité géologique[5]. Sans cette résonance, l'orbite d'Io serait plus circulaire, conduisant à un monde nettement moins actif.

Comme les autres satellites internes de Jupiter, Io tourne sur elle-même de façon synchrone : sa période orbitale est égale à sa période de rotation et Io pointe toujours la même face vers Jupiter. Cette particularité définit le système des longitudes sur Io : son premier méridien et son équateur se rencontrent au point subjovien[6].

Interaction avec la magnétosphère jovienne[modifier | modifier le code]

L'orbite d'Io traverse également les lignes du champ magnétique de Jupiter, ce qui génère un courant électrique.

Bien que ce ne soit pas une grande source d'énergie comparé à l'échauffement dû aux forces de marée, ce courant dissipe une puissance de plus de 1 térawatt avec un potentiel de 400 000 volts.

Ce courant électrique entraîne au loin des atomes ionisés provenant d'Io à un taux de mille kilogrammes par seconde.

Ces particules ionisées forment un tore qui rayonne intensément dans l'ultraviolet autour de Jupiter.

Les particules qui s'échappent de ce tore sont partiellement responsables de la magnétosphère exceptionnellement étendue de Jupiter. Des données récentes provenant de la sonde Galileo indiquent qu'Io pourrait posséder son propre champ magnétique.

L'emplacement d'Io vis-à-vis de la Terre et de Jupiter a une forte influence sur l'intensité des émissions d'ondes radio joviennes captées sur Terre.

Jupiter est en effet une source intense et irrégulière d'ondes radio dans le domaine de 500 kHz à 40 MHz, et ces émissions radio semblent contrôlées par son satellite Io.

Toponymie[modifier | modifier le code]

Comme pour les autres objets du Système solaire, la toponymie de la surface de Io obéit à une nomenclature stricte de la part de l'Union astronomique internationale[7] :

  • les centres éruptifs actifs, fluctus et paterae portent le nom de divinités et héros du feu, du soleil, du tonnerre ou des volcans, ou d'une autre caractéristique topologique proche ;
  • les catenae sont nommés d'après des dieux solaires ;
  • les mensae, montes, plana, regiones, tholi et valles portent le nom de lieux associés au mythe d'Io ou à l'Enfer de Dante (ou simplement celui de toponymes proches).

Au final, les formations remarquables à la surface d'Io font référence :

Observations[modifier | modifier le code]

Découverte[modifier | modifier le code]

La première observation connue d'Io est réalisée par Galilée le 7 janvier 1610. La découverte d'Io et des autres satellites galiléens est publiée par l'astronome dans son ouvrage Sidereus Nuncius en mars 1610. En 1614, dans son Mundus Jovialis, Simon Marius prétend avoir découvert ces objets en 1609, une semaine avant Galilée. Quelle que soit la validité des propos de Marius (Galilée, par exemple, le considère comme un imposteur et un plagiaire), Galilée est considéré comme le découvreur d'Io, ayant publié cette découverte le premier.

Observations au télescope[modifier | modifier le code]

Galilée, découvrit Io le 7 janvier 1610.

Pendant les deux siècles et demi suivants, Io demeure un point lumineux non résolu dans les télescopes. Au cours du XVIIe siècle, Io et les autres satellites galiléens sont utilisés de diverses façons, comme d'aider les marins à déterminer leur longitude[8], valider la troisième loi de Kepler ou déterminer la durée que met la lumière pour parcourir la distance entre Jupiter et la Terre. Sur la base d'éphémérides produites par Cassini, Laplace crée une théorie mathématique pour expliquer la résonance orbitale d'Io, Europe et Ganymède.

Les progrès des télescopes à la fin du XIXe siècle permettent aux astronomes de résoudre les grandes caractéristiques de la surface d'Io. Dans les années 1890, Edward E. Barnard observe des variations de la luminosité d'Io entre ses régions équatoriales et polaires, en déduisant correctement qu'elles sont dues à des différences de couleur et d'albédo entre ces deux régions, et non pas à une hypothétique forme d'œuf du satellite, comme proposé par William Pickering, ou même deux objets séparés, proposition initiale de Barnard[9],[10]. Par la suite, les observations confirment la couleur brun-rouge des régions polaires et la couleur jaune-blanc de la bande équatoriale[11].

Les observations télescopiques du milieu du XXe siècle commencent à mettre en évidence la nature inhabituelle d'Io. Les observations spectroscopiques suggèrent que la surface d'Io est vierge de glace d'eau (une substance trouvée en grande quantité sur les autres satellites galiléens)[12]. Les mêmes observations indiquent que la surface est dominée par des sels de sodium et de soufre[13]. Les observations au radiotélescope révèlent l'influence d'Io sur la magnétosphère de Jupiter[14].

Sondes spatiales[modifier | modifier le code]

Pioneer[modifier | modifier le code]

Pioneer 10 et Pioneer 11 sont les premières sondes spatiales à atteindre Io, le 3 décembre 1973 pour la première et le 2 décembre 1974 pour la seconde[15]. Leur passage permet de mieux estimer la masse et la taille d'Io et suggère que le satellite possède la plus forte densité des lunes galiléennes et est principalement composé de roches plutôt que de glace[16]. Les sondes Pionner révèlent la présence d'une mince atmosphère sur Io, ainsi qu'une intense ceinture de rayonnement près de son orbite. La caméra de Pioneer 11 prend la seule image correcte de Io, montrant sa région polaire nord[17]. Des images rapprochées sont prévues pendant le passage de Pioneer 10, mais le fort rayonnement provoque la perte des observations[15].

Voyager[modifier | modifier le code]

La sonde voyager 1 qui survola la lune Io le 5 mars 1979.

Voyager 1 survole Io le 5 mars 1979 à 20 600 km de distance[18]. Les images prises montrent une surface jeune et multicolore, vierge de tout cratère d'impact[19], ponctuée de montagnes plus hautes que l'Everest et de zones ressemblant à des coulées de lave.

Après ce survol, l'ingénieur de navigation Linda A. Morabito remarque un panache provenant de la surface sur l'une des images[20]. L'analyse des autres photographies met en évidence neuf panaches dispersés sur la surface, prouvant l'activité volcanique d'Io[21]. Cette conclusion est prédite peu avant l'arrivée de Voyager 1 par Stan J. Peale, Patrick Cassen et R. T. Reynolds. Ils calculent que l'intérieur du satellite doit être suffisamment réchauffé par les forces de marée du fait de sa résonance orbitale avec Europe et Ganymède[5]. Les données du survol montrent que la surface d'Io est dominée par des composés de soufre et de dioxyde de soufre. Ces composés prédominent dans l'atmosphère et le tore de plasma centré sur l'orbite d'Io, également découvert par Voyager[22],[23],[24].

Voyager 2 survole Io le 9 juillet 1979 à 1 130 000 km d'altitude. La comparaison des images prises par les deux sondes indique que la surface s'est modifiée pendant les quatre mois d'intervalle entre les survols. Une observation d'Io sous forme de croissant par Voyager 2 montre que huit des neuf panaches observés en mars sont toujours actifs en juillet, seul le volcan Pélé ayant cessé son activité[25].

Galileo[modifier | modifier le code]

Photo de Galileo montrant la tache sombre produite par une éruption à Pillan Patera en 1997

La sonde Galileo arrive dans le système jovien en 1995, après un voyage de six ans. La situation d'Io, à l'intérieur d'une des plus intenses ceintures de rayonnement de Jupiter, interdit un survol prolongé du satellite, mais Galileo le survole rapidement avant de se placer en orbite autour de Jupiter, le 7 décembre 1995. Aucune image n'est prise, mais la sonde découvre la présence d'un noyau métallique, similaire à ceux des planètes telluriques internes du Système solaire[26].

Malgré l'absence de photographies proches et à cause de plusieurs problèmes techniques réduisant le nombre de données obtenues, plusieurs découvertes sont faites par Galileo pendant sa mission initiale. La sonde observe une éruption majeure sur Pillan Patera et confirme que les éruptions volcaniques sont composées de magmas silicates et de compositions mafiques et ultramafiques riches en magnésium. Du dioxyde de soufre et du soufre servant un rôle similaire à l'eau et au dioxyde de carbone sur Terre[27]. Le satellite est photographié de loin presque à chaque révolution de la sonde. De nombreux volcans actifs sont découverts, ainsi que de nombreuses montagnes et une surface très active[28].

La mission de Galileo est étendue à deux reprises, en 1997 et en 2000. La sonde survole Io trois fois fin 1999 et début 2000 et trois autres fois fin 2001 et début 2002. Ces survols révèlent les processus géologiques se produisant sur les volcans et les montagnes d'Io, excluent l'existence d'un champ magnétique et démontrent l'étendue de l'activité volcanique[28]. En décembre 2000, la sonde Cassini, en route vers Saturne, observe conjointement le satellite avec Galileo. Ces observations révèlent un nouveau panache sur Tvashtar Paterae et fournissent des indications sur les aurores de Io[29].

Observations ultérieures[modifier | modifier le code]

Modifications de la surface d'Io dans les huit ans entre les observations de Galileo et New Horizons.

Après le sabordage de Galileo dans l'atmosphère jovienne en septembre 2003, les nouvelles observations du volcanisme d'Io proviennent des télescopes terrestres. En particulier, l'optique adaptive du télescope Keck à Hawaï et les photographies du télescope spatial Hubble permettent de suivre l'évolution des volcans du satellite[30],[31].

La sonde New Horizons, en route vers Pluton, survole le système jovien le 28 février 2007. Les observations révèlent un énorme panache sur Tvashtar[32]. New Horizons photographie également un volcan près de Girru Patera dans les premiers stades d'une éruption[32].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a, b, c, d et e (en) « Planetary Satellite Mean Orbital Parameters », Jet Propulsion Laboratory - Solar System Dynamics (consulté le 17 décembre 2009).
  2. a et b Donnée calculée sur la base d'autres paramètres.
  3. a, b et c (en) « Planetary Satellite Physical Parameters », Jet Propulsion Laboratory - Solar System Dynamics (consulté le 17 décembre 2009).
  4. (en) P. Schenk et et al., « The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo », Journal of Geophysical Research, vol. 106, no E12,‎ 2001, p. 33201–33222 (DOI 10.1029/2000JE001408).
  5. a et b (en) Peale, S. J. et al., « Melting of Io by Tidal Dissipation », Science, vol. 203,‎ 1979, p. 892–894 (DOI 10.1126/science.203.4383.892).
  6. (en) Lopes, R. M. C. ; Williams, D. A., « Io after Galileo », Reports on Progress in Physics, vol. 68,‎ 2005, p. 303–340 (DOI 10.1088/0034-4885/68/2/R02).
  7. (en) « Categories for Naming Features on Planets and Satellites », USGS - Gazetteer of Planetary Nomenclature (consulté le 17 décembre 2007).
  8. O'Connor, J. J.; Robertson, E. F., « Longitude and the Académie Royale », University of St. Andrews,‎ 1997 (consulté le 17 décembre 2009)
  9. (en) Barnard, E. E., « On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 54, no 3,‎ 1894, p. 134–136 (résumé).
  10. (en) Barnard, E. E., « Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 51, no 9,‎ 1891, p. 543–556 (résumé).
  11. (en) Minton, R. B., « The Red Polar Caps of Io », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 10,‎ 1973, p. 35–39 (résumé).
  12. (en) Lee, T., « Spectral Albedos of the Galilean Satellites », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 9, no 3,‎ 1972, p. 179–180 (résumé).
  13. (en) Fanale, F. P. et al., « Io: A Surface Evaporite Deposit? », Science, vol. 186, no 4167,‎ 1974, p. 922–925 (DOI 10.1126/science.186.4167.922).
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  15. a et b Fimmel, R. O. et al., « First into the Outer Solar System », NASA,‎ 1977.
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Annexes[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]