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 [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  j [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±0,006×103  kg/m3 [3]
Gravité à la surface 1,79 m/s2
Vitesse de libération 2,6 km/s
Période de rotation 1,769  d
synchrone
Magnitude apparente 5,02
à l'opposition
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
Découvreur Galilée
Date de la découverte
Désignation(s)
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. Elle fait le tour de Jupiter en à peu près 40 h. 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 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

Dimensions

Io est légèrement plus grande 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

Composée principalement de silicates et de fer, Io est plus proche par 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 distribuée dans un objet) de Io, basés sur les mesures de Voyager et de Galileo, suggèrent que l'intérieur, un noyau de fer ou de sulfure de fer, est distinct de l'extérieur, une croûte et un manteau riches en silicate. Le noyau métallique représente approximativement 20 % de la masse de Io, avec un rayon qui mesure 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

Article détaillé : Volcanisme sur Io.
Le volcan Tvashtar sur Io, photographié par New Horizons.

Io est surtout remarquable pour son volcanisme actif (caractéristique 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 [réf. nécessaire] 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

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.

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