Historique de Marseille
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le 17/08/17
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L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 17/08/17 |
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| Satellites de Jupiter | |||||||
Les satellites galiléens
Ces satellites ont montré à Galillée que quelque chose tournait autour d’un autre objet que la Terre, ouvrant la voie au renouveau de l’astronomie après 15 siècles de répétition des erreurs de Ptolémée.
La planète compte en tout 63 satellites (nombre connu au 1er janvier 2007). On peut regrouper ces satellites en plusieurs groupes en fonction de leurs orbites (classés par ordre de distance croissante à la planète) :
Les satellites n’ayant pas reçu de nom, sont désignés par leur appellation provisoire S(satellite)/année de découverte J(Jupiter) numéro du satellite dans l’année ; exemple : S/2002J1.
| nom | diamètre | densité | magnitude | albédo |
|---|---|---|---|---|
| Io | 3642 | 3,528 | 5,02 | 0,63 |
| Europe | 3120 | 3,01 | 5,29 | 0,67 |
| Ganymède | 5262 | 1,942 | 4,61 | 0,43 |
| Callisto | 4820 | 1,83 | 5,65 | 0,17 |
| Amalthée | 167 | 0,85 | 14,1 | 0,09 |
| Himalia | 170 | 2,6 | 14,6 | 0,04 |
Europe, Ganymède et Callisto ont une infime atmosphère, formée en permanence par des atomes arrachés à la surface par les particules chargées, accélérées par les champs magnétiques. Par leur faible masse, il est difficile à ces satellites de retenir à long terme une atmosphère conséquente. Aussi, une partie de ces atomes est perdue, et en s’échappant se met à tourner autour de Jupiter. Ainsi, l’orbite de Io est entourée d’un tore de matière, constituée principalement de sodium arraché au satellite.
Ganymède possède un champ magnétique propre : c’est le seul satellite connu dans ce cas. D’autres satellites possèdent un faible champ magnétique secondaire, engendré par les interactions avec le champ important de Jupiter.
Io est le plus proche satellite de Jupiter. Il a un diamètre de 3.642 km (Lune : 3.473 km), et présente un aspect de pizza ! La couleur globale rouge orangée, alliée à la texture du sol, donne cette impression.
Dans un télescope terrestre, Io n’est qu’un point coloré, dont on ne peut discerner les détails. Il a fallu attendre les premières sondes spatiales pour en obtenir une connaissance raisonnable.
Ce satellite a été photographié pour la première fois en détails par les sondes Voyager lors de leur passage à proximité de Jupiter. Ces premières photos ont montré bien plus de couleurs que ce qu’on attendait. La structure géologique du satellite est donc riche.
Il est impensable d’observer du volcanisme sur un satellite de taille relativement petite, et de composition éloignée de celle des planètes telluriques. Et pourtant…
En traitant des photos de Voyager pour vérifier la position de la sonde par rapport aux étoiles, une technicienne de la NASA a augmenté le contraste pour faire ressortir les étoiles. Il a alors remarqué sur l’une d’elles un panache de fumée en forme d’ombrelle se détachant sur le ciel. Après examen attentif, il s’est avéré être une éruption volcanique, projettant des vapeurs à plus de 270 km d’altitude, et se répandant au sol sur une surface de 500 km de diamètre. D’où pouvait bien provenir les matériaux éjectés, et quelle pouvait être leur composition ?
Revenons un peu en arrière, et considérons l’aspect général du satellite. Ses magnifiques couleurs s’expliquent par des dépôts de soufre à la surface. Or des mesures spectroscopiques ont montré que les éjecta du volcan étaient des composés soufrés, qui tombent ensuite sur le sol où ils se gèlent rapidement. Ce sont donc eux qui produisent les couleurs de la surface.
Dès lors, le volcanisme de Io était compris : il s’agissait d’un volcanisme à basse température, et la lave était du soufre en fusion. Ceci est cohérent, puisque le point de fusion du soufre est de 112℃, et son point d’ébullition de 445℃. On venait de découvrir une nouvelle forme de volcanisme, inconnue (ou presque) sur les planètes telluriques. Le tableau ci-dessous donne quelques propriétés du soufre en fonction de la température.
| Température | Etat | Couleur |
|---|---|---|
| < 112℃ | solide | jaune |
| 112℃ - 130℃ | liquide à viscosité moyenne | |
| 130℃ - 150℃ | orangé | |
| 150℃ - 160℃ | liquide 10.000 fois plus fluide qu’au-dessus de 200℃ | |
| 160℃ - 200℃ | rouge-orangé | |
| > 200℃ | presque solide à 200℃, liquide à viscosité moyenne au-dessus | marron |
Le soufre présente une anomalie au refroidissement. A haute température, il est liquide et coule rapidement. En refroidissant, sa viscosité augmente jusqu’à 200℃, mais là, elle diminue brutalement : le soufre en refroidissant redevient liquide ! Sa viscosité recommence à augmenter à partir de 150℃, jusqu’à la solidification. Une coulée de soufre, sur un volcan, se fait donc en deux fois : elle coule, puis se fige, puis recommence à couler très vite en refroidissant un peu plus. Enfin, elle se fige définitivement.
Pour entretenir un volcanisme, il faut de la chaleur. Elle est produite par les effets de marées induits sur Io par Jupiter, Europe et Ganymède. Io, Europe et Ganymède sont en résonnance à trois. On a toujours :
où λs représente la longitude du satellite s sur son orbite.
Io n’est qu’à 422.000 km de Jupiter (du centre de la planète). Etant donnée la masse de la planète, cette proximité produit des effets de marée très forts, et par conséquent un double bourrelet important. Puisque Io tourne toujours la même face vers Jupiter, le bourrelet devrait être stable, et rester toujours au même point du satellite. Mais l’orbite est légèrement elliptique, et il s’ensuit des variations de vitesse orbitale. Comme la vitesse de rotation de Io sur lui-même est constante, il existe un effet de libration (voir libration de la Lune). De ce fait, le bourrelet oscille autour de sa position moyenne, et se déplace à la surface de Io. Ceci produit une élévation périodique du sol, qui dissipe de l’énergie mécanique. Cette énergie se tranforme en énergie calorifique, qui chauffe l’intérieur du satellite.
Cette chaleur engendre des gaz en sous-sol, dont la pression augmente progressivement, jusqu’à ce que la surface cède. Il y a alors une éruption, qui ramène la pression à une valeur plus faible. Depuis cette première observation, on a trouvé de nombreuses éruptions sur Io qui s’avère être très actif (neuf éruptions ont été repérées sur les photos de Voyager). Le volcanisme y est 100 fois plus intense que sur Terre aujourd’hui.
On a calculé depuis que la surface entière de Io était entièrement renouvellée en quelques milliers d’années par ce mécanisme. Ainsi, Io est le corps du système solaire dont la surface est la plus jeune. Elle est totalement exempte de cratères d’impact.
L’histoire allait réserver des surprises. L’arrivée de Galileo autour de Jupiter, permettant des survols nombreux et rapprochés de Io (et d’autres satellites), a apporté une riche moisson de photos et de mesures diverses. Les lois de la mécanique céleste ont imposé un rythme de visite du satellite, modulable dans une certaine mesure. Mais un autre phénomène a limité les visites : Io est proche de Jupiter, qui possède un champ magnétique. Il s’ensuit la présence de ceintures de radiations semblables aux ceintures de Van Allen autour de la Terre. Faire passer la sonde dans cette zone présentait un danger certainpour l’électronique embarquée, aussi les survols rapprochés ont-ils été retardés vers la fin de la mission, lorsque la perte de la sonde n’aurait plus que des conséquences secondaires sur la réussite de la mission.
Tout d’abord, les éjecta blancs sur Io sont des cristaux de SO2. Le rouge vient de molécules S3 et S4. Les radiations reçues au sol collent ces molécules, et forment des chaînes S8 qui sont jaunes. Les parties rouges de Io sont donc plus jeunes que les jaunes.
Les études infrarouge indiquent des températures compatibles avec celles du soufre fondu. Mais la résolution étant faible, les valeurs obtenues sont des moyennes sur de larges surfaces d’une centaine de kilomètres carrés. Il est possible que toute cette surface soit à la même température (la moyenne), ou bien que certaines parties soient beaucoup plus chaudes et d’autres beaucoup moins. C’est la seconde solution qui s’est avérée exacte : on a plus tard mesuré des températures nettement plus élevées que la température d’évaporation du soufre (440℃), allant jusqu’à 600℃, et même 1.200℃ à Loki. Ceci implique la présence de silicates fondus à la surface de Io.
Quelques 25 ans après Voyager, Galileo n’a observé que 5 des 9 volcans qui étaient actifs sur les clichés de Voyager. Par contre, six autres ont été détectés. En particulier, Loki était inactif. Les plumes s’élevaient de 50 à 100 km, même 300 pour la plus haute. Les centres actifs de Prometheus s’étaient déplacés de 80 km, mais le cratère reste introuvable. Les changements physico-chimiques qui interviennent au cours du temps dans les dépots sulfurés entraînent des variations de couleur. Des motifs vus par Voyager, alors jeunes, se sont confondus avec le sol alentour depuis.
Galileo a observé en mai 97 une éruption qui a recouvert une surface de 400 km2, dont le centre était à plus de 600℃. Une mesure infrarouge effectuée lorsque Io était dans l’ombre de Jupiter a donné 1.600℃. Les éruptions basaltiques terrestres se font vers 1.200℃. La lave de Io pourrait contenir beaucoup de métaux, comme certaines laves terrestres.
Les depôts noirs autour de Pillan Patera sont des cendres. Le spectre IR de ces dépôts montre une absorption à 0,9 µm. Ceci est caractéristique de l’orthopyroxène riche en métal des laves ultramafiques.
Le volcan terrestre Laki, en Islande, détient le record d’éruption, avec 8.000 m3/s en 1783.
Les points chauds sur Io se groupent face à Jupiter, ou à l’opposé. Ils sont aussi concentrés près de l’équateur. Ceci est une preuve que les marées agissent sur le volcanisme.
Pillan Patera a été en éruption en 1997, avec un fort taux d’émission de plus de 2.000 m3/s. Six mois plus tard, l’éruption était terminée et la température baissait. C’était une éruption ultramafique.
Galileo a observé une douzaine de points chauds à plus de 1.300℃, ainsi que des lacs de lave et des champs de lave chaude.
Prometheus et Cullan Patera sont à l’opposé de Jupiter. Le modèle tiré des observations actuelles met en jeu un magma riche en métaux, très chaud, dont la remontée en surface est très rapide. Le métal et la silice n’ont pas le temps de se séparer, et la composition de la lave reste mélangée. Les éruptions étant fréquentes, cette lave est rapidement recouverte par une autre plus récente. La chambre magmatique se vide, créant une dépression. La croûte s’enfonce alors, se réchauffe et fond, réalimentant la chambre magmatique. Ce cycle est rapide sur Io.
Tvashtar Catena est une chaîne de calderas proche du pôle nord. Galileo a survolé une éruption provenant d’une fissure en arc de cercle, longue de 25 km. La lave s’élevait à plus de 1.000 m d’altitude. Des mesures depuis la Terre ont donné une température de 1.600℃, caréactéristique d’une lave riche en magnésium.
Deux passsages à 4 mois d’intervalle ont permi de calculer l’importance des éruptions : surface couverte par la lave jusqu’à 100 fois plus importante que sur le volcan terrestre Kilauea. Tvashtar Catena était toujours en éruption, mais pas au même endroit.
Io vue de 377.000 km par Voyager 1, 1979 ; résolution 10 km ; photo NASA
L’aspect général du satellite est rougeâtre. Cette couleur provient probablement du soufre. Les taches noires sont des cratères de volcans. Les zones blanches doivent être des dépots salins.
Le volcan Pelé est au centre de l’image. C’est l’un des plus grand volcans visibles sur Io, et le premier volcan en éruption découvert hors de la Terre. Il porte le nom de la déesse hawaïenne des volcans. Un point noir souligne le cratère. Il est entouré d’une zone plus claire, et d’un anneau sombre en forme de cœur, qui fait 1.300 km de long. Cette dernière structure a été formée par les éjecta de soufre crachés par le volcan. L’explication de sa forme se comprend très bien sur la photo suivante :
Eruption de Pelé sur Io photo Galileo NASA
Le volcan se trouve au centre de la photo ; son cratère est le petit point noir. Les matériaux éjectés sont bien visibles sur le ciel sombre. Ils forment une sorte d’ombrelle, dont les bords retombent tous à peu près à la même distance du cratère, formant le cœur. Le creux du cœur est produit par un bouchon, qui empêche l’éjection de matière dans cette direction. L’ombrelle atteint 300 km d’altitude. Même avec la faible gravité de Io, il faut beaucoup d’énergie pour propulser la matière à cette hauteur.
Le cratère de Pelé est à haute température, de manière stable. Les volcans terrestres montrent d’importantes variations de température, ce n’est pas le cas ici. Le mécanisme doit être différent. On pense qu’il existe un réservoir important de matériaux très chauds sous la surface de Pelé, capables d’alimenter en permanence la surface.
Une photo de nuit a montré une ligne sinueuse brillante de lave chaude sur une longueur de 10 kilomètres, et de 50 mètres de large. Cette ligne s’est formée en moins de 10 minutes, pas suffisament pour qu’une coulée atteigne de telles proportions. On pense donc qu’il s’agit d’une faille qui s’est ouverte sur les flancs de la caldera, mettant à jour la lave sous-jacente. La caldera est donc remplie par un lac de lave, recouvert d’une croûte relativement sombre. Au bord du lac, la croûte est plus fragile, et montre la lave en fusion. Celle-ci va se refroidir rapidement, en bouchant la faille. Des lacs de lave semblables existent à Hawaï, mais beaucoup plus petits.
L’activité des volcans de Io est particulièrement intense. En témoignent les deux photos ci-dessous :
Deux photos de Io prises par la sonde Galileo les 4/4 et 19/9/1997 NASA. Le nord est en haut.
La photo de gauche a été prise le 4 avril 1997, celle de droite le 19 septembre de la même année. Un peu plus de 5 mois les séparent donc. Il faut examiner ces photos attentivement : l’éclairage n’est pas le même, car le Soleil n’occupe pas la même position dans le ciel : sur l’image de gauche, la partie en haut et à droite est la mieux éclairée, alors que c’est la partie opposée dans l’image de septembre. Ceci explique certaines différences d’aspect.
Un événement très important s’est produit sur Io un peu avant la seconde prise de vue. Les photos nous montrent Pelé au centre, Pillan Patera en haut à droite, et Babbar Patera en bas à gauche (on distingue nettement la trompe et les oreilles…). La seconde photo montre un grand cercle noir, de 400 km de diamètre, autour de Pillan Patera. Un mois avant, Galileo a photographié une plume de 120 km de hauteur au-dessus de Pillan Patera, responsable du dépot. La couleur des dépots de Pillan Patera et de Babbar Patera, par rapports à ceux de Pelé, indique clairement une différence de composition.
Les mesures de température de Galileo ont indiqué que la lave de Pillan Patera était à plus de 1.400℃, et pourrait atteindre 1.700℃. C’est beaucoup plus chaud que les laves terrestres actuelles, qui sortent à 1.200° C au plus.
On note quelques différences dans l’aspect de Pelé. Elles pourraient être dues aux interactions avec l’éruption de Pillan Patera.
Io possède un noyau métallique et un manteau rocheux, mais n’a pas de glaces en surface.
Europe montre une surface jeune, sans cratères. C’est une croûte glacée, sur laquelle on voit un réseau complexe de failles sinueuses, semblables à celles qui parsèment la banquise sur Terre. On pense que la croûte de glace se brise parfois (ou s’est brisée), et laisse passer en surface de l’eau liquide, qui va rapidement se geler en comblant la faille. Peut-être les blocs de galce ont-ils flotté à la surface d’un océan liquide, avant que les interstices entre eux gèlent à leur tour. La coloration de la glace neuve est différente.
Surface d’Europe, 238 × 225 km vue par Galileo JPL/NASA
La surface ancienne, claire, a été fracturée, puis les failles ont été remplies par un liquide plus sombre, qui s’est à son tour gelé. Les failles se recoupent, les plus jeunes sont les plus sombres.
On distingue quelques rares cratères d’impact. Leur quasi absence montre que la surface du satellite est jeune.
Les études du champ magnétique montrent qu’Europe possède un océan d’eau salée, à moins d’une centaine de kilomètres de profondeur.
Europe possède un noyau métallique (presque la moitié du rayon du satellite), un manteau rocheux, et un océan d’eau liquide épais d’une centaine de kilomètres au-dessus. Bien sûr, la surface de cet océan est gelée sur une grande épaisseur, et c’est cette glace que nous voyons sur les photos. Ces données ont été obtenues par l’analyse du champ gravitationnel du satellite au passage de la sonde Galileo.
Ganymède présente une surface contrastée, avec deux parties d’aspect différent : des régions sombres, très cratérisées, donc très anciennes, et des régions claires jeunes, parsemées de failles comme la surface d’Europe. Ces régions claires proviennent probablement d’une ancienne activité magmatique.
Comme Europe, Ganymède possède un océan d’eau sous la surface de glace. Mais celle-ci est plus épaisse.
Ganymède possède un noyau métallique et un manteau rocheux.
Callisto est une sphère uniforme, sans relief mais très cratérisée, donc ancienne. Callisto est le troisième satellite de Jupiter qui possède un océan liquide d’eau salée.
Callisto est légèrement différencié. Il est constitué de roches et de glaces mélangés, en proportions variables avec la profondeur : la proportion de roches augmente vers le centre. Callisto est donc très différent des trois autres satellites qui sont différenciés. La cause est semble-t-il son plus grand éloignement par rapport à Jupiter : les effets de marée y sont beaucoup plus faibles, et n’ont pas donné l’énergie nécessaire pour la différenciation. Callisto est à moitié cuit !
Cette photo de Callisto montre une chaîne de cratère d’impact, causée par les impacts multiples d’un objet fragmenté (probablement par les forces de marées dues à Jupiter). Le terrain est fortement cratérisé, ce qui indique un âge important.
La constitution interne des satellites est déduite des propriétés de leur champ gravitationel. Pour l’instant, on connait les grandes lignes ; il faudra encore beaucoup de travail avant de découvrir les détails.
Intérieur des satellites galiléens
Il s’agit de petits satellites dont l’orbite est contenue à l’intérieur de celle de Io. On les désigne aussi sous le nom de groupe d’Amalthée. Ils sont donc très proches de Jupiter, et difficilement observables. Ils orbitent dans le plan équatorial de la planète (le plus éloigné de ce plan, Thébé, est à moins d’un degré). Par ordre de distance croissante à Jupiter :
A part les orbites, et les dimensions, il n’y a pas grand chose à dire à l’heure actuelle sur ces petits satellites. Pour bien les observer, il faudrait une sonde proche. Or les ceintures de radiations (semblables à celles de Van Allen autour de la Terre), sont très énergétiques dans ces régions proches de Jupiter. Une sonde risque gros à s’en approcher. Pas de nouvelles données en vue sur ces satellites.
Le problème est l’opposé du précédent. Ces satellites sont à la fois lointains, et éloignés du plan équatorial de la planète. Une sonde qui irait les observer se trouverait donc dans de mauvaises conditions pour observer Jupiter elle-même, et les satellites galiléens qui sont très attractifs. Aussi, l’étude précise de ces objets est renvoyée à une époque où les sondes seront moins chères…
Les satellites extérieurs sont naturellement séparés en deux groupes, selon qu’ils orbitent dans le sens direct ou rétrograde :
Orbites des trois groupes de satellites
Ces satellites partagent à peu près le même plan orbital, mais éloigné de 25° du plan équatorial. Ils orbitent à une distance comprise entre 10 et 12 millions de km de la planète, à l’exception de Thémisto (7,5 millions de km), et Carpo (17 millions de km). Ce sont probablement de petits astéroïdes carbonés, qui ont été capturés par Jupiter au moment de sa formation.
Satellites orbitant à des distances comprises entre 18 et 28 millions de km de la planète, sur des orbites rétrogrades inclinées entre 140° et 165°. L’xcentricité est comprise entre 0,1 et 0,4. Ce sont de petits corps dont la taille doit être comprise entre 3 et 8 km de plus grande dimension. Comme les satellites extérieurs directs, ce sont probablement des astéroïdes carbonés capturés.
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