Io (lune)

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Io (lune)
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Io
Image illustrative de l'article Io (lune)
Mosa√Įque de photographies d'Io prises par la sonde Galileo en 1999
Caractéristiques orbitales
(√Čpoque 16 janvier 1997[1])
Type Satellite naturel de Jupiter
Demi-grand axe 421 800 km[1]
P√©riapside 420 000 km[2]
Excentricité 0,0041[1]
P√©riode de r√©volution 1,769 d[1]
Inclinaison 0,036 ¬į[1]
Caractéristiques physiques
Diam√®tre 3 643,2¬Ī1,0 km[3]
Masse 8,93√ó1022 kg
Masse volumique moyenne 3,528¬Ī0,006 x103 kg/m¬≥[3]
Gravit√© √† la surface 1,79 m/s2
P√©riode de rotation 1,769 d
synchrone
Alb√©do moyen 0,63¬Ī0,02[3]
Temp√©rature de surface moyenne : 130 K
min : 80 K
max : 2000 K
Caractéristiques de l'atmosphère
Pression atmosphérique Traces
Découverte
Découvert par Galilée
D√©couverte 7 janvier 1610
D√©signation(s) provisoire(s) Jupiter I

Io est un satellite naturel de Jupiter. L'une des quatre lunes galil√©ennes, la plus proche de la plan√®te, Io est le quatri√®me plus grand satellite du syst√®me solaire. Observ√©e en 1610 par Galil√©e, elle porte le nom d'Io, conqu√™te amoureuse de Zeus pers√©cut√©e par l'√©pouse de ce dernier, H√©ra ‚ÄĒ dont elle avait √©t√© pr√™tresse. Son nom lui fut donn√© par l'astronome allemand Simon Marius qui affirmait l'avoir d√©couverte avant Galil√©e.

Avec plus de 400 volcans en activit√©, Io est l'objet le plus actif du syst√®me solaire. Cette activit√© g√©ologique est provoqu√©e par les forces de mar√©e de Jupiter. Les volcans du satellite rejettent des compos√©s du soufre et les panaches peuvent atteindre 500 km d'altitude. Sa surface est constell√©e d'une centaine de montagnes, certaines plus √©lev√©es que l'Everest[4]. √Ä la diff√©rence de la plupart des satellites du syst√®me solaire externe (qui poss√®dent une √©paisse couche de glace), Io est essentiellement compos√©es de roches silicates entourant un noyau. La surface d'Io est caract√©ris√©e par des plaines recouvertes de soufre et de dioxyde de soufre, la colorant de diverses teintes de rouges, jaunes, blancs, noirs et verts. Cette activit√© atmosph√©rique produit une petite atmosph√®re autour de la Lune et joue un r√īle important dans la magn√©tosph√®re de Jupiter.

Sommaire

Caractéristiques physiques

Dimensions

Io est l√©g√®rement 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√ó1022 kg (environ 21% de plus que celle de la Lune). Le satellite est de forme l√©g√®rement ellipso√Įde, son plus grand axe √©tant dirig√© vers Jupiter. Parmi les lunes galil√©ennes, Io est plus petite et moins massive que Ganym√®de et Callisto, mais plus grande et massive qu'Europe.

Volcanisme

Article d√©taill√© : Volcanisme sur Io.
Le volcan Tvashtar sur Io.

Io est surtout remarquable pour son volcanisme actif (caract√©ristique remarquable qui autrement n'a √©t√© observ√©e que sur la Terre, Triton et Encelade) ; c'est l'objet le plus actif du syst√®me solaire. ¬ę Son noyau est tr√®s chaud. Encore de moindre √©paisseur, son manteau souple et chaud est aux prises avec les gaz qui, abondamment produits, remontent √† la surface o√Ļ ils font √©ruption et composent peu √† peu son atmosph√®re ¬Ľ.

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

On a mesur√© que certains panaches des √©ruptions volcaniques d'Io montent √† plus de 300 kilom√®tres au-dessus de la surface avant de retomber, la mati√®re √©tant √©ject√©e de la surface √† une vitesse d'environ 1 000 m/s.

Ces √©ruptions volcaniques sont tr√®s changeantes ; durant les quatre mois s√©parant l'arriv√©e des sondes Voyager 1 et 2, certaines d'entre elles se sont arr√™t√©es et d'autres ont commenc√©.

Les d√©p√īts 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 donn√©es r√©centes provenant de la sonde Galileo indiquent qu'Io poss√®de un noyau d'un rayon d'au moins 900 kilom√®tres compos√© de fer, peut-√™tre m√©lang√© √† 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 √† la surface d'Io des montagnes non-volcaniques, de nombreux lacs de soufre fondu, des caldeiras profondes de plusieurs kilom√®tres et des √©tendues d'√©coulements de fluides de basse viscosit√© de centaines de kilom√®tres de long, probablement compos√©s 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 temp√©ratures aussi √©lev√©es que 2 000 K, bien que la moyenne soit nettement inf√©rieure, environ 130 K. Une id√©e courante est que les laves d'Io sont compos√©es de roches en fusion riches en silicates. Des observations r√©centes du t√©lescope spatial Hubble indiquent que cette mati√®re est peut √™tre riche en sodium.

Atmosphère

Article d√©taill√© : Atmosph√®re 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

Animation schématisant la résonance entre Io, Europe et Ganymède.

Io orbite autour de Jupiter √† 421 700 km du centre de la plan√®te et 350 000 km du sommet de son atmosph√®re. Son orbite se situe entre celles de Th√©b√© et d'Europe ; Io est le 5e satellite le plus proche de Jupiter et la plus interne des lunes galill√©ennes. Il parcourt son orbite en 42,5 h.

Io est en r√©sonance orbitale 2:1 avec Europe et 4:1 avec Ganym√®de : quand Europe parcourt une orbite, Io en parcourt deux ; similairement, Io conclut quatre orbites pour une seule de Ganym√®de. Cette r√©sonance perp√©tue l'excentricit√© orbitale d'Io (0,0041) et produit ainsi la principale source de chaleur pour son activit√© g√©ologique[5]. Sans cette r√©sonance, l'orbite d'Io serait plus circulaire, conduisant √† un monde nettement moins actif.

Comme les autres satellites internes de Jupiter, Io tourne sur elle-m√™me de fa√ßon synchrone : sa p√©riode orbitale est √©gale √† sa p√©riode de rotation et Io pointe toujours la m√™me face vers Jupiter. Cette particularit√© d√©finit le syst√®me des longitudes sur Io : son premier m√©ridien et son √©quateur se rencontrent au point subjovien[6].

Interaction avec la magnétosphère jovienne

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'√©nergie compar√© √† l'√©chauffement d√Ľ aux forces de mar√©e, ce courant dissipe une puissance de plus de 1 t√©rawatt avec un potentiel de 400 000 volts.

Ce courant √©lectrique entra√ģne au loin des atomes ionis√©s provenant d'Io √† 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 irr√©guli√®re d'ondes radio dans le domaine de 500 kHz √† 40 MHz, et ces √©missions radio semblent contr√īl√©es par son satellite Io.

Toponymie

Comme pour les autres objets du syst√®me solaire, la toponymie de la surface de Io ob√©it √† une nomenclature stricte de la part de l'Union astronomique internationale[7] :

  • les centres √©ruptifs actifs, fluctus et paterae portent le nom de divinit√©s et h√©ros du feu, du soleil, du tonnerre ou des volcans, ou d'une autre caract√©ristique topologique proche ;
  • les catenae sont nomm√©s d'apr√®s des dieux solaires ;
  • les mensae, montes, plana, regiones, tholi et valles portent le nom de lieux associ√©s au mythe d'Io ou √† l'Enfer de Dante (ou simplement celui de toponymes proches).

Au final, les formations remarquables √† la surface d'Io font r√©f√©rence :

Observations

Découverte

Galilée, découvrit Io le 7 janvier 1610

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

Pendant les deux si√®cles et demi suivants, Io demeure un point lumineux non r√©solu dans les t√©lescopes. Au cours du XVIIe si√®cle, Io et les autres satellites galil√©ens sont utilis√©s de diverses fa√ßons, comme d'aider les marins √† d√©terminer leur longitude[8], valider la troisi√®me loi de Kepler ou d√©terminer la dur√©e que met la lumi√®re pour parcourir la distance entre Jupiter et la Terre. Sur la base d'√©ph√©m√©rides produites par Cassini, Laplace cr√©e une th√©orie math√©matique pour expliquer la r√©sonance orbitale d'Io, Europe et Ganym√®de.

Les progr√®s des t√©lescopes √† la fin du XIXe si√®cle permettent aux astronomes de r√©soudre les grandes caract√©ristiques de la surface d'Io. Dans les ann√©es 1890, Edward E. Barnard observe des variations de la luminosit√© d'Io entre ses r√©gions √©quatoriales et polaires, en d√©duisant correctement qu'elles sont dues √† des diff√©rences de couleur et d'alb√©do entre ces deux r√©gions, et non pas √† une hypoth√©tique forme d'Ňďuf du satellite, comme propos√© par William Pickering, ou m√™me deux objets s√©par√©s, proposition initiale de Barnard[9],[10]. Par la suite, les observations confirment la couleur brune-rouge des r√©gions polaires et la couleur jaune-blanche de la bande √©quatoriale[11].

Les observations t√©lescopiques du milieu du XXe si√®cle commencent √† mettre en √©vidence la nature inhabituelle d'Io. Les observations spectroscopiques sugg√®rent que la surface d'Io est vierge de glace d'eau (une substance trouv√©e en grande quantit√© sur les autres satellites galil√©ens)[12]. Les m√™mes observations indiquent que la surface est domin√©e par des sels de sodium et de soufre[13]. Les observations au radiot√©lescope r√©v√®lent l'influence d'Io sur la magn√©tosph√®re de Jupiter[14].

Sondes spatiales

Pioneer

Pioneer 10 et Pioneer 11 sont les premi√®res sondes spatiales √† atteindre Io, le 3 d√©cembre 1973 pour la premi√®re et le 2 d√©cembre 1974 pour la seconde[15]. Leur passage permet de mieux estimer la masse et la taille d'Io et sugg√®re que le satellite poss√®de la plus forte densit√© des lunes galil√©ennes et est principalement compos√© de roches plut√īt que de glace[16]. Les sondes Pionner r√©v√®lent la pr√©sence d'une mince atmosph√®re sur Io, ainsi qu'une intense ceinture de rayonnement pr√®s de son orbite. La cam√©ra de Pioneer 11 prend la seule image correcte de Io, montrant sa r√©gion polaire nord[17]. Des images rapproch√©es sont pr√©vues pendant le passage de Pioneer 10, mais le fort rayonnement provoque la perte des observations[15].

Voyager

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

Voyager 1 survole Io le 5 mars 1979 √† 20 600 km de distance[18]. Les images prises montrent une surface jeune et multicolore, vierge de tout crat√®re d'impact[19], ponctu√©e de montagnes plus hautes que l'Everest et de zones ressemblant √† des coul√©es 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, prouvrant l'activité volcanique d'Io[21]. Cette conclusion est prédite peu avant l'arrivée de Voyage 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 √† 1 130 000 km d'altitude. La comparaison des images prises par les deux sondes indique que la surface s'est modifi√©e pendant les quatre mois d'intervale entre les survols. Une observation d'Io sous forme de croissant par Voyager 2 montre que huit des neuf panaches observ√©s en mars sont toujours actifs en juillet, seul le volcan P√©l√© ayant cess√© son activit√©[25].

Galileo

La sonde Galileo arrive dans le système jovien en 1995. La situation d'Io, à l'intérieur d'une des plus intenses ceinture 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 internes du système solaire[26].

Malgré l'absence de photographies proches et plusieurs problèmes techniques réduisant le nombre de données retournées, plusieurs découvertes sont faite par Galileo pendant sa mission initale. La sonde observe une éruption majeure sur Pillan Patera et confirme la composition des éruptions volcaniques[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 à la fin 1999 et au début 2000, et trois autres fois à la fin 2001 et au 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 démontre 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[29].

Observations ultérieures

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 Hawaii 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].

Références

  1. ‚ÜĎ a, b, c, d et e (en) Planetary Satellite Mean Orbital Parameters, Jet Propulsion Laboratory - Solar System Dynamics. Consult√© le 17 d√©cembre 2009
  2. ‚ÜĎ Donn√©e calcul√©e sur la base d'autres param√®tres
  3. ‚ÜĎ a, b et c (en) Planetary Satellite Physical Parameters, Jet Propulsion Laboratory - Solar System Dynamics. Consult√© le 17 d√©cembre 2009
  4. ‚ÜĎ (en) P. Schenk et et al., ¬ę The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo ¬Ľ, dans Journal of Geophysical Research, vol. 106, no E12, 2001, p. 33201‚Äď33222 [lien DOI] 
  5. ‚ÜĎ a et b (en) Peale, S. J. et al., ¬ę Melting of Io by Tidal Dissipation ¬Ľ, dans Science, vol. 203, 1979, p. 892‚Äď894 [lien DOI] 
  6. ‚ÜĎ (en) Lopes, R. M. C. ; Williams, D. A., ¬ę Io after Galileo ¬Ľ, dans Reports on Progress in Physics, vol. 68, 2005, p. 303‚Äď340 [lien DOI] 
  7. ‚ÜĎ Categories for Naming Features on Planets and Satellites, USGS - Gazetteer of Planetary Nomenclature. Consult√© le 17 d√©cembre 2007
  8. ‚ÜĎ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F., ¬ę Longitude and the Acad√©mie Royale ¬Ľ, University of St. Andrews, 1997. Consult√© le 17 d√©cembre 2009
  9. ‚ÜĎ (en) Barnard, E. E., ¬ę On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter ¬Ľ, dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 54, no 3, 1894, p. 134‚Äď136 [r√©sum√©] 
  10. ‚ÜĎ (en) Barnard, E. E., ¬ę Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory ¬Ľ, dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 51, no 9, 1891, p. 543‚Äď556 [r√©sum√©] 
  11. ‚ÜĎ (en) Minton, R. B., ¬ę The Red Polar Caps of Io ¬Ľ, dans Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 10, 1973, p. 35‚Äď39 [r√©sum√©] 
  12. ‚ÜĎ (en) Lee, T., ¬ę Spectral Albedos of the Galilean Satellites ¬Ľ, dans Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 9, no 3, 1972, p. 179‚Äď180 [r√©sum√©] 
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Annexes

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