Volcanisme sur Io - Définition

Introduction

Image satellite de Io montrant le panache généré par une gigantesque éruption volcanique s'élevant au-dessus de la surface.

Le volcanisme sur Io, un des satellites de Jupiter, produit trois principaux types d'éruptions. Pouvant provenir d'une fosse volcanique (appelée patera), certaines coulées de lave, basaltiques, courent sur des dizaines et parfois même des centaines de kilomètres. Elles sont similaires aux laves terrestres issues des volcans boucliers, tel que le Kīlauea à Hawaï. Les éruptions du second type sont formés de silicates ultramafiques aux températures particulièrement élevées, jusqu'à 1 600 K (1 327 °C). Les éruptions du troisième type propulsent jusqu'à 500 kilomètres des composés de soufre, de dioxyde de soufre et de matières pyroclastiques. Ces éjectas produisent de gigantesques panaches volcaniques en forme de parapluie. Ils fournissent le matériau qui colore les terrains environnants de rouge, de noir et de blanc, forme une atmosphère de surface éparse et prend part à la vaste magnétosphère de Jupiter.

Cette importante activité volcanique a été découverte en 1979 par les instruments d'imagerie scientifique de Voyager 1. Différentes observations, que ce soit depuis la Terre ou à l'occasion de survols de sondes spatiales, ont pu confirmer la localisation de plus de 150 volcans actifs et ont permis de constater de nombreux changements de surface induits par leur activité. De fait, en considérant l'étendue des zones aujourd'hui encore insuffisamment connues, jusqu'à 400 volcans en activité pourraient en recouvrir la surface. Io est l'un des rares astres du système solaire disposant d'un volcanisme actif avéré, les quatre autres étant la Terre, la lune Encelade, la lune Triton et Vénus.

Ce volcanisme est induit par les gigantesques forces de marées générées par l'orbite excentrique de la lune galiléenne au voisinage de la géante Jupiter. Ces marées engendrent d'importantes compressions et dilatations du manteau et provoquent un échauffement par friction interne. En cela, ce volcanisme diffère de celui connu sur Terre, qui provient pour sa part, principalement, de la désintégration des isotopes radioactifs. Sans ses pressions de marées, Io aurait été semblable à la Lune, un monde de même taille et de même masse, géologiquement mort et couvert de nombreux cratères d'impacts. Au contraire, l'intense activité volcanique a permis la formation de vastes régions couvertes de laves, faisant de cette lune le corps géologiquement le plus actif du système solaire.

Découverte

Image satellite de la découverte de l'activité volcanique.

Avant que Voyager 1 ne croise l'orbite de Io le 5 mars 1979, le satellite était considéré, à l'instar de la Lune, comme un monde mort. La découverte d'un nuage de sodium recouvrant Io est d'abord interprété comme la signature d'une surface composée d'évaporites.

Les premières découvertes sont faites depuis la Terre et sont basées sur les observations dans l'infrarouge prises dans les années 1970. Un flux thermique anormalement élevé par rapport aux autres lunes galiléennes est découvert lors des mesures effectuées à une longueur d'onde de 10 μm dans l'infrarouge alors que Io est entièrement dans l'ombre de Jupiter. À l'époque, ce flux de chaleur est, en première hypothèse, attribué à la surface qui devait avoir une inertie thermique supérieure à celle d'Europe et de Ganymède. Cette hypothèse est infirmée sur la base des mesures prises à des longueurs d'ondes de 20 μm. Ces mesures suggèrent en effet que Io a des propriétés de surface similaires à d'autres lunes galiléennes. Il a depuis été démontré que ce flux plus élevé aux longueurs d'ondes plus courtes est attribuable à la chaleur dégagée par les volcans de Io combinée à la réfraction solaire. Cette même réfraction fournit une fraction beaucoup plus importante des flux infrarouges à des longueurs d'onde plus importantes. Une forte augmentation de l'émission thermique de Io à 5 μm est observée le 20 février 1978 par une équipe dirigée par Witteborn. L'équipe d'astronomes envisage la possibilité d'une activité volcanique, auquel cas il s'agit d'un écoulement engendrant une élévation de la température à 600 K (327 °C) sur une surface de 8 000 km². Toutefois, à l'époque, les auteurs considèrent cette hypothèse comme peu probable et orientent leurs explications sur les émissions provenant de Io en interaction avec la magnétosphère de Jupiter.

Peu avant le passage de Voyager 1, Stan Peale, Patrick Cassen et R.T. Reynolds publient un article dans Science magazine. L'article établit que les températures élevées qui étaient alors observées depuis la Terre puissent être expliquées par une surface volcanique. Ils présentent un modèle où Io possèderait une structure interne différenciée avec des types de roche distinctes plutôt qu'un mélange homogène. Leurs hypothèses de calcul sont fondées sur les modèles internes du satellite tenant compte de l'énorme quantité de chaleur produite par l'attraction variable que Jupiter y exerce. Cette variance est causée par une orbite légèrement excentrique. Les projections mathématiques établissent que la chaleur produite par les forces de marées sur un manteau composé de matériaux homogènes produit une quantité de chaleur trois fois supérieure à celle issue de la seule désintégration des isotopes radioactifs. Elles établissent aussi que cet effet d'échauffement gravitationnel est encore plus important sous l'hypothèse d'une structure interne différenciée.

Observation de Patera Loki par Voyager 1 avec ses coulées de laves et son sommet volcanique.

Les premières images que Voyager 1 réalise de Io révèlent les caractéristiques d'une surface très jeune, notablement exempte de cratères d'impacts météoriques. En effet, le dénombrement de ce type de cratère est utilisé par les géologues pour estimer l'âge d'une surface planétaire : plus le nombre de structures d'impacts est élevé, plus la surface planétaire est ancienne. Au lieu de cela, Voyager 1 observe une surface multicolore recoupée par des dépressions de formes irrégulières qui ne disposent pas des bords relevés caractéristiques des cratères d'impacts. La sonde observe également des trainées caractéristiques formées par des fluides à faible viscosité et de hautes montagnes isolées qui ne ressemblent pas aux volcans terrestres. L'observation de la surface suggère que, conformément aux théories de Peale et son équipe, Io est fortement remodelée par un volcanisme intense.

Le 8 mars 1979, trois jours après avoir dépassé Jupiter, Voyager 1 réalise des clichés des lunes de Jupiter pour aider les contrôleurs de mission à déterminer la localisation exacte de la sonde. Ce processus est appelé « navigation optique ». Alors qu'elle traite des images de Io pour améliorer la visibilité des étoiles d'arrière-plan, l'ingénieur de navigation Linda Morabito met en évidence un long panache de 300 kilomètres de hauteur. Au début, elle soupçonne le nuage d'être une lune située derrière Io mais aucun corps de taille convenable n'aurait pu occuper cette place. L'objet était un panache généré par un volcanisme actif sur une dépression sombre qui fut plus tard nommée « Pelé ». Suite à cette découverte, sept autres panaches sont identifiés dans des images antérieures de Io prises par Voyager 1. Des émissions thermiques provenant de sources multiples, révélatrices du refroidissement de la lave, sont également trouvées. Des modifications de la surface sont observées lorsque des images acquises par Voyager 2 sont comparées à celles prises quatre mois auparavant par Voyager 1, y compris les dépôts de nouveaux panaches des patera Aten et Syrte.