Planétologie/Les satellites de Jupiter

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Satellites galiléens.

Jupiter a un grand nombre de satellites : 69 en tout ! Certains ont naturellement été étudiés plus que les autres, notamment les premiers découverts. Galilée a identifié les premiers satellites de Jupiter, qui sont aujourd'hui nommés satellites galiléens en son honneur. Ces quatre satellites sont Io, Europe, Ganymède et Callisto. Ce chapitre leur est exclusivement dédié. Il faut dire que les autres satellites sont des petits corps sans particularités, très proches d’astéroïdes. Tel n'est pas le cas des satellites galiléens, qui ont une géologie des plus riches qui soit. Entre le volcanisme extrême de IO, la tectonique glacée d'Europe et Ganymède, leurs champs magnétiques et leur structure interne des plus originales, ces satellites valent clairement le détour.

Ces satellites ont des structures internes différentes : IO est un satellite purement tellurique, Callisto est un corps homogène de glaces et de roches, et Europe et Ganymède sont des "planètes océan" recouvertes par de la glace par un océan ou des glaces d'eau, avec une banquise de glace qui recouvre toute la planète. La densité des satellites diminue avec leur distance à Jupiter, ce qui traduit le fait que les satellites proches sont riches en silicates, tandis que les lointains sont riches en eau et en glaces. On peut parfaitement faire l'analogie avec le système solaire : les planètes proches sont silicatées alors que les corps telluriques lointains sont riches en glace/eau. Cette observation semble indiquer que les satellites galiléens se sont formés autour de Jupiter, et qu'ils n'ont pas étés capturé par la gravité de Jupiter.

Résonance gravitationnelle des satellites galiléens.

Les trois premiers satellites, Io, Ganymède et Europe, sont en résonance gravitationnelle. Cela veut dire que lorsqu'un satellite fait un tour, un autre satellite en fera deux ou trois autres. La résonance gravitationnelle a lieu quand un satellite fait N tours d'orbite quand un autre en fait M. Dans le cas des satellites galiléens, Io fait un tour quand Ganymède en fait 2 et quand Europe en fait 3. Cette remarque est très importante pour comprendre l'évolution de certains satellites, comme on le verra plus tard. En outre, les satellites ont une orbite légèrement elliptique. Les effets de marées assez intenses engendrés par Jupiter et cette configuration d'orbites, a en effet des conséquences sur la chaleur interne des satellites concernés. Pour faire simple, les effets de marée interagissent avec l'orbite elliptique : il se produit une déformation globale des satellites lors du parcours de leur orbite. Ces effets de marée engendrent des frictions dans le manteau des satellites, ce qui dissipe de la chaleur. L'effet plus important sur IO que sur les autres satellite, IO étant le satellite le plus proche de Jupiter. La puissance dissipée par ces effets de marée est 200 fois plus importante que la radioactivité interne de IO. Il va de soi que cela fait fondre une grande partie de son manteau et cause un volcanisme particulièrement important.

Callisto[modifier | modifier le wikicode]

Surface de Callisto.

Callisto est le satellite galiléen le plus éloigné de Jupiter. Sa surface est extrêmement cratérisée montre qu'aucun processus de renouvellement crustal n'est en place : pas de volcanisme, pas de tectonique des plaques, rien. Les forces de friction interne liées aux marées sont faibles, si ce n'est inexistantes. La raison à cela est que Callisto n'est pas en résonance orbitale avec les autres satellites, sans compter qu'il est assez éloigné de Jupiter. N'étant pas chauffé comme les autres satellites, Callisto n'a pas pu fondre et se différencier. En résumé, ce satellite est supposé être partiellement différencié et n'a plus du tout de chaleur interne.

Structure interne[modifier | modifier le wikicode]

Sa structure interne est composée d'un noyau de silicates avec assez peu de Fer mêlé dans les roches, recouvert par une couche de roches glacées. La couche de roches glacées est asse épaisse, ce qui fait que la pression varie beaucoup selon la profondeur. Les cristaux de glace vont prendre des formes différentes selon cette pression, et donc selon la profondeur. La couche de glaces est donc subdivisée en plusieurs couches, dont les systèmes cristallins sont différents : glace hexagonale en surface, monoclinique en dessous, suivi par une couche de glace tétragonale et enfin une dernière couche de glace cubique. Le schéma ci-dessous montre la structure interne la plus probable de Callisto.

Intérieur partiellement différencié de Callisto.

Ganymède[modifier | modifier le wikicode]

Surface de Ganymède. Cette image montre bien le contraste en zones claires et sombres.
Ganymed Earth Moon Comparison

Ganymède est le plus gros des satellites du système solaire, ce qui signifie qu'il est bien plus gros que la Lune. Avec son diamètre de 5260 km, il se paie même le luxe d'être plus gros que la planète Mercure. Cependant, sa masse reste inférieure à celle de Mercure. Précisément, la masse de Ganymède est égale à 45% de la masse de Mercure. On devine rapidement que sa densité doit être lus faible que celle de Mercure, et c'est le cas : la densité de Ganymède est d'un peu moins de 2, contre plus du double pour Mercure. Cela indique que Ganymède n'est pas composée que de roches, mais doit aussi être composé d'une substance plus légère, supposée être de l'eau. Cette supposition vient de l'analyse spectroscopique de la surface de Ganymède, qui est compatible avec la présence de glaces d'eau sur toute la surface du satellite.

Structure interne[modifier | modifier le wikicode]

Avec ces résultats, on peut déduire que la structure interne de Ganymède est semblable à celle de Callisto, à savoir une planète tellurique recouverte d'eau liquide et de glaces. Il est supposé que la partie tellurique du satellite soit semblable à celle de la Terre. L'existence d'un manteau et d'un noyau est propre à tout corps tellurique de taille suffisante, aussi elle ne peut pas porter à controverse. L'existence d'une portion liquide dans le noyau est justifiée par le champ magnétique de Ganymède. Ganymède possède en effet un faible champ magnétique, qui ne peut se former que si le noyau est partiellement liquide.

Au-dessus de la portion tellurique, on trouve des glaces, et potentiellement de l'eau liquide. La couche de glaces est asse épaisse, et est donc structurée comme celle de Callisto, en quatre couches dont le système cristallin dépend de la pression. Des glaces hexagonales de faible pression se forment en surface, avant de former des couches de glaces monocliniques, tétragonales puis cubiques. L'étude du moment d'inertie de la planète semble indiquer qu'une bonne partie de la portion aqueuse de la planète est liquide, suffisamment pour former un océan d'eau liquide. Vu que la surface est composée de glaces d'eau solides, les scientifiques supposent que l'océan liquide serait intercalé entre deux couches de glaces solides, entre la couche hexagonale et la couche monoclinique.

Structure interne de Ganymède.

Surface[modifier | modifier le wikicode]

La surface de Ganymède montre un contraste saisissant entre des zones sombres et des zones claires. Les zones sombres sont fortement cratérisées, et donc anciennes, sans traces de tectonique. Par contre, les zones claires sont faiblement cratérisées, et donc plus jeunes, sans compter qu'elles sont parcourues de sillons, de dorsales, de rainures, et autres traces de tectonique. Les mesures de datation par comptage de cratères donnent un âge de 4 milliards d'années pour les zones sombres, tandis que les zones claires sont nettement plus jeunes. La surface du satellite a donc été renouvelée par des processus encore mal connus, qui ont remodelé sa surface glacée. Sur les zones claires, on observe de gigantesques sillons de grande taille, à l'origine incertaine. Les cratères d'impact sont fréquents sur l'ensemble de la surface du satellite. On trouve même des chaines de cratères à certains endroits bien précis. Celles-ci se forment quand une météorite se disloque avant de s'écraser.

Sillon Uruk.
Chaine de cratères.

Magnétosphère[modifier | modifier le wikicode]

Localisation des aurores sur Ganymède.

Comme dit plus haut, Ganymède possède une magnétosphère de faible intensité composée d'un champ magnétique permanent secondé par un champ transitoire dont l'intensité varie selon la proximité de Jupiter. L'origine du champ permanent est énigmatique, même si les chercheurs ont quelques pistes. Certains chercheurs ont supposé une aimantation rémanente du manteau, mais cette explication a quelques défauts : non seulement celle-ci requiert des conditions fortement improbables, avec un champ initial de 30 000 nT, mais elle échoue à expliquer le caractère dipolaire du champ magnétique. On est donc obligé de reprendre l'explication habituelle : la convection d'un noyau liquide sur une planète en rotation. Certains chercheurs supposent une convection de la couche d'eau liquide, qui aurait un caractère conducteur. Mais cela demanderait des courants de convection très rapides, proches du mètre par seconde, qu'il est actuellement impossible d'expliquer. L'explication la plus crédible est celle qui implique une convection du noyau ferreux. Mais sa convection est difficile à expliquer : on ne voit pas pourquoi le noyau serait encore liquide, d'où viendrait la chaleur interne. Mais c'est le mécanisme le plus crédible pour expliquer ce champ.

L'origine du champ transitoire est nettement mieux comprise. Ce champ transitoire est un champ dit induit, causée par le champ magnétique de Jupiter. Pour simplifier, Ganymède doit contenir un matériau conducteur, qui s'aimante quand il est exposé au champ magnétique de Jupiter. La nature du matériau conducteur d'électricité est assez simple : il s'agit de l'océan d'eau liquide sous la surface de Ganymède. Celui-ci doit contenir des électrolytes, surement du sel, le rendant conducteur. L'interaction entre vent solaire et magnétosphère Ganymédienne fait que des aurores polaires se forment régulièrement. Cependant, en raison de la forme du champ magnétique de Ganymède (fortement liée au champ magnétique de Jupiter), ces aurores sont situées à des latitudes assez basses, loin des pôles.

Europe[modifier | modifier le wikicode]

Photographie de la surface d'Europe.

La surface d'Europe et de Ganymède n'est pas la même, Europe ayant quelques propriétés assez idiosyncratiques. Il en est de même avec la structure interne, qui est similaire à celle de Ganymède. La surface d'Europe est très peu cratérisée, ce qui indique un renouvellement intense de sa surface. La faible quantité de cratères ne permet cependant pas de dater sa surface facilement, d'autant plus que l'on ne connait pas bien la fréquence des impacts sur Europe. Il est supposé que la surface d'Europe aurait quelques millions d'années, guère plus.

Structures de surface[modifier | modifier le wikicode]

La surface de Europe est particulièrement fracturée, les fractures prenant la forme de lignes rougeâtres en forme de fissures. Ces fissures rougeâtres sont appelées des lineae. Les planétologues ont rapidement fait le rapprochement entre ces structures et les fissures dans la banquise terrestre. Leur origine est supposée provenir des forces de marées de Jupiter, qui seraient à l'origine de tensions dans la croute de glace et aient fracturé la surface.

Des dômes et bosses sont assez courants à la surface de Europe et se formeraient suite à la remontée de glaces chaudes par des mouvements de convection dans la couche glacée.

Terrains chaotiques d'Europe.

Certaines portions de la surface montrent des terrains chaotiques, où des plaques de glace semblent se chevaucher, s'encastrer les unes dans les autres, se superposer, etc. Là encore, on peut faire le rapprochement avec la banquise terrestre, dans les portions les plus chahutées par les courants. Pour expliquer ces structures, les scientifiques supposent qu'il existerait une tectonique des plaques sur Europe. L'existence de cette tectonique des plaques expliquerait pourquoi Europe a si peu de cratères à sa surface : ils auraient été effacés par le renouvellement des plaques tectoniques. Il s'agit cependant d'une tectonique des plaques bien particulière, vu que sa croute est faite de glaces ! Les lineae seraient des lignes de contact de plaques tectoniques glacées. Cette tectonique serait liée à des mouvements de convection dans les couches sous-jacentes.

Illustration de la probable tectonique des plaques sur Europe.

Enfin, on voit des traces de volcanisme à base d'eau, aussi appelé cryovolcanisme. Celui-ci prend la forme d'épanchements d'eau liquide à la surface d'Europe, qui proviennent de poches d'eau liquide coincées dans la croute de glaces. Des fissures permettent à l'eau liquide de ces poches de s'épancher à la surface ou de former des geysers d'eau liquide. La chaleur nécessaire pour former les poches d'eau peut provenir autant des forces de marées que de la chaleur des roches d'Europe.

Cryovolcanisme.


Structure interne[modifier | modifier le wikicode]

Le satellite Europe est assez similaire à Ganymède, avec cependant quelques différences. Leur structure interne est vaguement similaire : les deux sont des corps telluriques, recouverts de glaces et d'eau liquide. Cependant, la glace est beaucoup moins épaisse, ce qui fait qu'elle perd sa structuration en couches de cristallinité différente. La couche d'eau liquide serait aussi plus épaisse et n'est pas intercalée entre deux couches de glaces. Cependant, il se pourrait que cette eau soit en réalité solide, les observations pouvant aussi s'expliquer par de la glace peu visqueuse. Des observations laissent penser que la couche de glace de surface surmonte un océan liquide, à moins qu'il ne s'agisse d'une couche de glace facilement déformable. Les cratères d'impact donnent des indices sur la profondeur de la croute de glace. Les scientifiques savent que sous la croute de glace cassante, on doit trouver une couche plus facilement déformable, au caractère dit plastique/ductile. On ne sait pas si cette couche est composée d'eau liquide ou de glaces "molles", les observations sur les cratères n'étant pas concluantes, mais on sait que la croute de glace cassante n'est pas très épaisse. Certains cratères sont entourés de fissures d'effondrement concentriques (des grabens circulaires emboités), qui ne peuvent traverser que la portion cassante du satellite (la croute, donc) et s'arrêtent au niveau de la couche ductile. Les estimations donnent une croute cassante d'une profondeur de quelques kilomètres : entre 4 et 2 selon l'endroit. En dessous, l'intérieur du satellite devient plastique, ductile, visqueux. Pour résumer le cas le plus probable, Europe est un corps tellurique différencié, recouvert d'un océan d'eau liquide, avec une couche de glace à leur surface.

Structure interne de Europe.

IO[modifier | modifier le wikicode]

Panache volcanique sur IO.
Patera.

Io est un satellite purement tellurique avec une forte activité tectonique et volcanique. Comme dit plus haut, l'activité géologique est causée par les forces de marée de Jupiter, qui chauffent le manteau d'IO. La totalité de la croûte d'Io est renouvelée régulièrement, d'où l'absence quasi totale de cratères à sa surface. Ce recyclage crustal est causé par une activité volcanique intense, avec de nombreux volcans. Chose intéressante, les volcans d'IO crachent une lave riche en soufre, ce qui explique la belle couleur jaune/orange de la surface d'IO (causée par la forte teneur en soufre des roches de surface). Son atmosphère est essentiellement peu épaisse et intégralement composée de composés soufrés crachés par les volcans.

Le volcanisme d'IO[modifier | modifier le wikicode]

On y trouve des volcans boucliers et des épanchements fissuraux de lave, la particularité d'Io étant des volcans dont les éruptions causent des panaches de grande altitude en forme de parapluies. Certaines éruptions volcaniques se traduisent par des épanchements de lave de grande dimensions, qui sortent des volcans boucliers, aussi bien des caldeiras que de leurs flancs. Elles sont de courte durée mais émettent de grandes quantités de lave. Lors de ces éruptions, des fontaines de lave sont émises par une fissure, d'une manière similaire aux éruptions fissurales sur Terre. D'autres éruptions volcaniques sont plus explosives, expulsant des cendres et des morceaux de lave à grande altitude. Elles créent de gigantesques panaches de soufre, forme de parapluie. Ceux-ci sont composés de soufre ou de dioxyde de soufre. Ils se forment lors d'une éruption volcanique, plus rarement à parti de lacs de lave, par projection de petits ejectats et de gaz depuis la lave.

Beaucoup de volcans d'Io ressemblent aux caldeiras terrestres, mais il n'est pas certain que ces structures se forment avec le même mécanisme. Pour lever cette ambiguïté, ces structures sont appelées des pateras. La plus grande est la patera Loki, d'un diamètre de 202 kilomètres. Ces dépressions volcaniques sont souvent le lieu d'éruptions volcaniques, qui remplissent totalement ou partiellement la patera. Des lacs de lave peuvent remplir les pateras, certaines survivant durant plusieurs années. Le centre de ces lacs de lave est généralement clair et jaune comme de la lave soufrée solidifiée, contrairement aux bords plus sombres. Il est soupçonné que les lacs de lave seraient parcourus de courants de convection, la croûte de surface solide craquant sur les bords du lac de lave, exposant la lave liquide sombre.

La tectonique d'IO[modifier | modifier le wikicode]

Outre son activité volcanique, IO a aussi une tectonique encore active. Mais attention, il n'y a pas de tectonique des plaques sur IO, comme sur les autres planètes sur système solaire. La tectonique sur IO se résume à des mouvements verticaux et de la fracturation, responsables de la formation de chaines de montagnes. Les montagnes recouvrent environ 2% de la surface de IO. On ne sait pas très bien, à l'heure où j'écris ces lignes, comment se forment ces montagnes Ioniennes (I.E : sur IO). Peut-être des infiltrations de magma dans la croute sont capables de soulever les terrains au-dessus ? Ou alors, peut-être est-ce lié à l'accumulation d'écoulements de lave, dont le poids entraine des mouvements tectoniques et isostatiques verticaux, capables de soulever des blocs de roches avoisinants.

Mécanismes de la tectonique sur IO
Infiltrations crustales de magma (Diapir). Le magma pousse la croute surplombante, au point de la fracturer et de donner naissance à des failles normales. A l’extrême, pour de grosses infiltrations, cela peut aller jusqu’à créer des montagnes, voire des chaines de montagnes.
Recyclage de la croute d'Io. Le volcanisme créé une nouvelle croute, qui recouvre l'ancienne et appuie dessus. Les portions profondes de la croute sont ainsi enfouies en profondeur et finissent par être recyclée en magma/matériel mantellique sous l'effet de la température.