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Jupiter, le Maître des dieux

Les anneaux de Jupiter (IV)

Le 5 mars 1979, au grand étonnement des astronomes, la sonde spatiale Voyager 1 découvrit près du satellite Amalthée l'existence d'un système d'anneaux autour de Jupiter. Il est infime vis-à-vis des anneaux qui encerclent Saturne (65000 x 1.5 km), avec une largeur moyenne de 6500 km et une épaisseur de l'ordre de 30 km.

Nomenclature des anneaux de Jupiter. Document NASA/JPL Photojournal.

Ce système d'anneaux se divise en plusieurs éléments :

- L'anneau de halo qui commence 20500 km (comptés à partir du sommet des nuages supérieurs) et présente une largeur de 30500 km avec une épaisseur estimée à 20000 km. C'est la partie la plus pâle et diffuse de l'anneau.

- L'anneau principal situé à 51000 km, large de 6440 km pour moins de 30 km d'épaisseur. Sa masse est estimée à 1013 kg.

- L'anneau de Gossamer intérieur qui commence à 57440 km et présente une largeur de 52060 km.

- L'anneau de Gossamer extérieur qui commence à 109500 km et présente une largeur de 40000 km mais dont ont trouve des traces jusqu'à 222000 km suite à l'activité des satellites internes (voir plus bas).

Ces anneaux sont très sombres avec un albedo proche de 0.05 (similaire à celui du noyau des comètes) et donc plus noirs que du charbon.

Ils doivent être composés de particules solides sans glace contrairement à ceux de Saturne. Ils se composent de particules si fines qu'elles sont invisibles à l'oeil nu et se présentent comme une masse unique lorsqu'ils sont éclairés à contre-jour. 

Leur concentration est probablement 100000 fois plus faible que celle des principaux anneaux de Saturne. La partie intérieur des anneaux (l'orbite de halo) est élargie en raison de l'intense champ magnétique de Jupiter.

La sonde Galileo permit de confirmer que la structure des anneaux était très fragile, impliquant qu'il s'agit d'une formation, ou très récente ou qui se régénère en permanence à partir de la poussière micrométéoritique soulevée par les impacts sur les satellites galiléens. L'attraction de Jupiter est en effet telle qu'il doit exister un processus de régénération continu des anneaux qui subissent par ailleurs une forte altération en raison de la résistance atmosphérique et des effets magnétiques. D'après leur composition, il peut s'agir de débris expulsés par l'activité volcanique du satellite Io qui se trouve pratiquement à la même distance que la Lune de la Terre.

Les anneaux de Jupiter. Au moins 15 fois plus épais que ceux de Saturne, les anneaux de Jupiter sont cependant 10 fois moins larges et mesurent quelque 6500 x 30 km. Bien que Jupiter soit deux fois plus proche du Soleil que Saturne, les anneaux sont tellement minces qu'il faut user de techniques infrarouges pour les mettre en évidence. L'image de gauche fut prise par la sonde Voyager 2 en 1979. A droite, une photo prise par la sonde Juno en 2017 de l'intérieur vers l'extérieur des anneaux situés à 64000 km de distance. On reconnaît la constellation d'Orion en dessous à droite. Documents NASA/Calvin J.Hamilton et NASA/MSSS/Caltech/SwRI.

Un cortège de 69 satellites et quelques

Au tournant du XVIIe siècle, Galilée et Marius découvrirent indépendamment l'une l'autre au moyen d'une lunette qui grossissait à peine 30 fois les quatre principaux satellites de Jupiter : Io, Europe, Ganymède et Callisto dans l'ordre de leur éloignement à Jupiter. Une lunette de 50 mm d'ouverture permet déjà de les observer comme de petites étoiles brillants autour de Jupiter. En hommage à son créancier, le Grand-Duc de Toscane, Come II de Médicis, Galilée baptisa les quatre objets les "étoiles Médicéennes". Toutefois ce sont les noms proposés par Marius que l'Histoire retint.

Ainsi que Galilée l'avait compris, Jupiter représente un véritable système solaire en miniature. Les satellites galiléens circulent entre 421000 km et 1880000 km du centre de Jupiter. Jusqu'à présent, on a découvert 69 satellites dont voici les éléments orbitaux et un tableau récapitulatif. Les deux derniers furent découverts en 2016 (S/2016 J1) et 2017 (S/2017 J1) par Scott Sheppard de l'Institut Carnegie et ses collègues grâce au télescope Magellan (unité Baade) de 6.50 m installé à Las Campanas au Chili, alors qu'ils recherchaient des KBO et l'éventuelle neuxième planète. S/2017 J1 gravite à 23.5 millions de km de Jupiter et met deux ans pour accomplir une révolution ce qui est extrêmement long quand on sait que les 4 satellites galiléens mettent entre 1.8 (Io) et 16.6 jours (Callisto) pour boucler leur orbite. 

En résumé, 57 satellites ont une forme irrégulière et sont visiblement des astéroïdes capturés par Jupiter dans un lointain passé, lorsqu'il se condensait encore pour trouver sa taille d'équilibre. 56 satellites gravitent à plus de 10 millions de kilomètres de distance (la majorité à plus de 20 millions de km) et 38 parmi eux ont un mouvement rétrograde dont le 67e (ils orbitent dans la direction opposée au sens de la rotation de Jupiter dite prograde).

A gauche, schéma des orbites des satellites extérieurs de Jupiter. A droite, les télescopes Magellan Baade et Clay des Observatoires Carnegie à Las Campanas grâce auxquels l'équipe de Scott Sheppard découvrit les 68e et 69e satellites de Jupiter. Document IfA/U.Hawaii et Yuri Beletsky.

Les planétologues ont regroupé les satellites de Jupiter en différents groupes et familles :

- Les satellites réguliers : il s'agit des 4 satellites galiléens, les quatre lunes découvertes par Galilée en 1610 - dans l'ordre des distances Io, Europe, Ganymède et Callisto - qui présentent une orbite quasi circulaire (e < 0.01) et faiblement inclinée (i < 0.5°). Ils se sont probablement formés à partir du disque circumplanétaire pendant la formation de Jupiter. On y reviendra.

- Les satellites irréguliers : en 2017 on avait répertorié 50 satellites orbitant à environ 300 Rj soit 20 millions de km de Jupiter et 5 orbitant à 150 Rj. Ils présentent une grande orbite avec de fortes inclinaison et excentricité. Leurs caractéristiques orbitales font penser qu'il s'agit d'anciens astéroïdes capturés au début de la formation de Jupiter.

- Les satellites internes et les anneaux : quatre petits satellites (Amalthée, Thébé, Adrasthée et Métis) font partie de l'anneau interne de Jupiter. Leur force de gravité est si faible qu'ils perdent continuellement de la matière suite au bombardement par des micrométéorites proches de Jupiter. Ce phénomène crée un anneau de poussière qu'on observe sous l'orbite de Io (entre 20500-222000 km de la couche nuageuse de Jupiter).

- Les satellites du groupe prograde irrégulier d'Himalia : ils comprennent 5 lunes (Himalia, Elara, Lysthée, Léda et Dia) dont l'inclinaison orbitale est voisine de 28°. Tous les cinq gravitent entre 11 et 12 millions de km de Jupiter.

- Le satellite du groupe prograde irrégulier de Thémisto : il ne comprend que la lune Thémisto. C'est le seul satellite en orbite prograde dont l'inclinaison atteint 43°.

- Les Troyens : il s'agit de groupes de petits corps situés d'un point de vue héliocentrique sur les points de Lagrange 60° en avant (L4) et en arrière (L5) de l'orbite de Jupiter. Leur diamètre ne dépasse pas 300 km. Selon les analyses, au total les satellites Troyens de Jupiter sont aussi nombreux que ceux gravitant dans la Ceinture principale des astéroïdes entre Mars et Jupiter (les Troyens de Neptune sont même plus nombreux). Selon le MPC, on dénombre 4184 corps sur le point L4 et 2331 corps sur le point L5.

- Les comètes de la famille Jupiter : il s'agit de comètes à courte (< 20 ans) ou longue période contrôlées par Jupiter, d'où leur nom. La plus célèbre est la défunte comète Shoemaker-Levy 9. Les comètes à courte période proviendraient de la Ceinture de Kuiper. Il s'agirait donc de TNO et autres KBO "déguisés". La seconde classe de comètes, celles à longue période, proviendrait du Nuage de Oort et ont une période > 200 ans. On y reviendra.

Les satellites galiléens

Avant toute chose il faut savoir que Io, Europe et Ganymède sont gravitationnellement liés entre eux par des forces de marée qui maintiennent leur période orbitale dans une résonance 1:2:4, les forçant tous trois à évoluer de concert. Mais on peut dire que Callisto fait partie du groupe car d'ici quelques centaines de millions d'années il sera pris dans ce système, forcé de graviter avec une période double de celle de Ganymède et de huit fois celle d'Io (résonance 1:2:8).

A gauche et de gauche à droite les satellites Callisto, Ganymède, Europe et Io. A titre de comparaison, le point rouge est le petit satellite Amalthée. Le Nord est à droite. A droite,Io en transit devant Jupiter photographié par la sonde Cassini en route vers Saturne le 1 janvier 2001 à une distance de 350000 km. La résolution est de 600 km. Documents NASA/JPL et CICLOPS.

Io : toujours en activité

Dans tout le système solaire hormis la Terre, seuls Io, Titan et Encélade (satellites de Saturne) ainsi que Triton (satellite de Neptune) présentent encore une activité volcanique, mais l'activité d'Io est la plus intense.

Situé à 421600 km de Jupiter, Io présente la même densité et aussi gros que la Lune. Il fut survolé en 1979 par Voyager 1 qui renvoya des images d'un astre orange tellement tacheté et mouvementé que certains membres du JPL l’ont surnommé la "pizza".

De fait, avec ses 3640 km de diamètre, sa surface est couverte d'environ 400 calderae ou cratères volcaniques d'environ 40 km de diamètre. Sur les huit volcans en activité lors du survol de Voyager 1, un seul est apparu au repos cinq mois plus tard, lors du survol de Voyager 2. L'un d'eux, Ra Patera, forme une base de 250 km, sur laquelle s'écoule des laves soufrées sur plus de 150 km.

L'aspect de Io mérite bien son surnom de "pizza" dont voici une deuxième et troisième photo du disque prises par la sonde Galileo le 3 juillet 1999 à 130000 km de distance. Voici une animation de la rotation d'Io faite à partir des images prises par la sonde Galileo (MPEG de 889 KB). La formation en arc de cercle noir à droite du centre est le volcan Loki Patera entouré de lave solidifiée. Au centre, la région volcanique active de Ra Patera et son réseau de coulées de laves probablement soufrées. Cette formation en bouclier ressemble à nos volcans hawaiiens, présentant une forme bombée avec des pentes douces. Ra Patera n'était pas actif en 1979 mais changea de physionomie en 1995 et 1996 probablement suite à de nouvelles éruptions volcaniques. A droite, illustration artistique de l'aspect de la surface d'Io réalisée par Jason Perry à partir du paysage de la faille Eldgjá du sud-ouest de l'Islande. Ci-dessous un planipshère d'Io préparé par l'USGS à partir des photographies de Voyager 1 et Galileo. Documents NASA/LPI, NASA/JPL/USGS et Jason Perry.

Comme on le voit ci-dessous, des clichés d'Io traités sur ordinateur permirent à Linda Morabito du JPL de découvrir par hasard en 1979 des projections volcaniques (plumes) à plus de 100 km au-dessus du volcan Prométhée. De la hauteur des plumes on en a déduit que les gaz étaient éjectés à environ 3600 km/h, une vitesse dix fois supérieure à celle des volcans terrestres. Ces projections se font à intervalles plus ou moins réguliers mais rarement de façon explosive, confirmant le caractère intense et constant du volcanisme d’Io. Ainsi, la plume de Prométhée a été active de manière continue entre 1989 et 2007. Toutes ces projections recouvrent annuellement la surface d’Io d’une couche d’un centième de millimètre, une épaisseur qui est élevée.

Selon les géologues qui étudièrent les données de la sonde Voyager, l'activité volcanique d'Io implique qu'il existe une matière en fusion sous l'écorce. Avec une densité de 3.5, Io est un corps rocheux comme la Terre ou la Lune, mais principalement composé de silicate (Si, AlO4) que certains pensent enrichi en soufre. Le manteau est recouvert d'une écorce de silicate à laquelle se mêle du soufre et du dioxyde de soufre. 

Ci et là des lacs de soufre en fusion alimenteraient les volcans et combleraient les fractures en dioxyde de soufre. Les vallées polaires, très froides, sont probablement recouvertes de neige de cristaux d'oxyde de soufre, tandis qu'en altitude du dioxyde de soufre gazeux stagne, donnant à Io une odeur d'oeufs pourris très irritante.

Cette activité sur des corps aussi petits est inhabituelle et même exceptionnelle. Selon le physicien américain Stanton Peale de l'Université de Californie à Santa Barbara qui prédit l'existence des volcans sur Io avant même les découvertes de Voyager, il est anormal qu'à une distance de 800 millions de kilomètres du Soleil, Io soit resté chaud.

A lire : Discovery of Volcanic Activity on Io. A Historical Review, Linda Morabito, 2012

A gauche, la plume du volcan de Prométhée découverte en 1979 par Linda Morabito du JPL. Document restauré par l'auteur. Au centre, deux éruptions du volcan Prométhée. La plume de gauche fut photographiée le 28 juin 1997 et s'élève à ~140 km d'altitude, celle de droite en novembre 1999 et s'élève à ~100 km altitude. Le volcan émet cette plume à intervalles plus ou moins réguliers au moins depuis 1979. A droite, la plume spectaculaire émise par le volcan Tvashtar Patera le 16 octobre 2007 lors du passage de la sonde spatiale New Horizons en route vers Pluton. La plume s'élève jusqu'à 320 km au-dessus du pôle Nord. Voici une autre photo en noir et blanc plus détaillée prise le 1 mars 2007 par New Horizons. Documents NASA/JPL/L.Morabito, NASA/JPL/U.Az. et NASA/JHUAPL.

En fait, sa chaleur interne atypique est probablement entretenue par un phénomène de marées provoquée par l’attraction de Jupiter sur son satellite, conjuguée aux perturbations induites par Europe et Ganymède, produisant des déformations de la croûte qui entraîneraient une friction interne de la matière et une dissipation de chaleur. En effet, Io est dans une phase éruptive similaire à celle que connut la Terre voici plusieurs milliards d'années. Mais contrairement à ce qui passe dans la relation Terre-Lune, Io est sous l'emprise gravitationnelle et magnétique de Jupiter et tout le satellite subit un transfert mécanique de chaleur.

A l'instar d'une masse de matière que l'on malaxe devient progressivement plus chaude, Io subit un différentiel de pression qui au fil des éons a généré de la chaleur et réchauffé les profiondeurs de l'astre au point qu'il s'est transformé en une boule de magma à peine solidifiée en surface.

Io est à ce point chaud que la lave qu'il rejette est 500° plus chaude que la lave des volcans terrestres. Il y a tellement de points chauds sous la surface d'Io que celle-ci est couverte de volcans dont beaucoup ont une superficie supérieure aux supervolcans terrestres !

La surface d'Io est tellement perturbée qu'elle se déforme en permanence, poussée par le magma sous-jacent. Ses volcans peuvent éjecter des plumes de lave jusqu'à 2 km d'altitude (contre 500 m maximum à Hawaii) !

Le 19 février 2001, un volcan se réveilla sur Io en expulsant une fontaine de soufre à 1500 m d'altitude et des projections jusqu'à 500 km au-dessus de la surface. A ce jour, cette éruption est la plus intense observée sur Io. Elle équivalait à 6500 fois l'éruption de l'Etna de 1992. En deux jours, les rejets couvrirent une superficie équivalente à la région parisienne !

A voir : Galerie d'images d'Io, JPL PhotoJournal

La surface infernale d'Io. A gauche, une photographie de Tvashtar Patera prise le 20 février 2000 par Galileo. La photo couvre une zone d'environ 200 km de large. La dépression volcanique mesure envrion 200 km de gauche à droite et présente des falaises s'élévant localement à 900 m d'altitude. La dépression contient plusieurs lacs de lave dont un est toujours liquide comme en témoigne le flot de lave à gauche de l'image. En 2007, Tvashtar a éjecta une plume volcanique (voir plus haut) à 130 km d'altitude. Comme partout sur ce satellite, le sol est convert d'un mélange de soufre liquide, de concrétions et de blocs de matière soufrée ainsi que de roches localement fondues ou solidifiées. Au centre, le lac de lave partiellement solidifiée entourant la formation Loki Patera, un site toujours actif depuis le survol de Voyager 1 en mars 1979. Sur cette image on discerne une plume volcanique gris-bleutée près du centre, à gauche du trait noire oblique. Elle s'étire en arc sur 150 km dans l'espace et compte parmi les huit plumes actives d'Io. A droite, le cratère volcanique de Tupan Patera photographié par Galileo en octobre 2001. La résolution est de 135 m par pixel. La dépression volcanique mesure environ 75 km et ses falaises s'élèvent à 900 m par rapport à la base. Les zones rouges vives sont de la lave chaude et fluide tandis que le léger diffus rougeâtre serait des dépots de gaz sulfurique condensé s'échappant des évents du volcan. Les dépôts jaunes sont probablement un mélnage de composés soufrés. Ils deviennent vert dans le soufre rouge intergait avec les laves sombres. Documents NASA/LPI et NASA/JPL.

L'atmosphère d'Io est inférieure au dix millionième de celle de la Terre et ne peut donc jouer aucun rôle éolien qui éroderait ou transporterait ces projections.

Les plumes d'anhydride sulfureux sont éjectées à des centaines de kilomètres d'altitude, se transforment en nuages de dioxyde de soufre puis retombent, modelant la surface en permanence. Des volcans s'éveillent puis s'assoupissent, déversant des flots de matière soufrée sur le sol très froid (-150 à -200°C), donnant à la surface d'Io une gamme de colorations tout en nuances de beiges et d'oranges. Si ce volcanisme existe depuis quelques milliards d'années, son écorce peut-être épaisse d’environ 20 km et se composerait de matière soufrée mêlée d’un peu d’eau.

Voyager et plus récemment Galileo ont également découvert des régions accidentées sur Io, mais aucun cratère de moins d'un kilomètre de diamètre. Les impacts météoritiques les plus récents remontent à plus d'un million d'années. Les autres ont probablement été engloutis dans les écoulements soufrés suintant des fractures de la croûte. D'autres formations culminent jusqu'à 10 km d'altitude, plus haut que l'Everest (8.9 km) telle Haemus Montes. Ces reliefs très élevés couvrent  environ 2 % de la surface d'Io mais leur origine demeure incertaine. Selon certains indices il s'agirait de déformations tectoniques, ultimes témoins de l'ancienne croûte. La plupart des volcans se concentrent sur une bande de 30° de part et d'autre de l'équateur et sur une seule hémisphère.

Enfin, Io traîne à sa suite un nuage de plasma riche en soufre et en hydrogène ionisés provenant des éjections volcaniques. Nous avons noté que Io gravitait dans les ceintures de radiations de Jupiter. Voyager 1 a également découvert l'existence d'un tore qui relie Io à l'ionosphère de Jupiter par un circuit fermé. Son intensité atteint 5 millions d'ampères et produit des aurores polaires dans la haute atmosphère jovienne. Son origine demeure inexpliquée mais est liée aux lignes de force du champ magnétique de Jupiter. On a aussi détecté un nuage de sodium autour d'Io, vraisemblablement composé de particules arrachées du sol par le bombardement cosmique.

Prochain chapitre

Europe, Ganymède et les dernières missions

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