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       - Les "plumes" de Io  
    Hors série - Science & Vie - 1996-09-01      
    Soumis à des forces de marée qui le déforment en permanence, Io est le siège d'une spectaculaire et intense activité volcanique. Ce n'est pas la seule caractéristique étonnante de ce satellite de Jupiter, qui constitue en fait un cas unique d'interactions entre différents milieux.  
    Des quatre satellites galiléens de Jupiter, Io est le plus fascinant un rayon de 1'821 km, une densité de 3.5 g/cm3, une distance moyenne à la planète de 422'000 km. Toutes ces caractéristiques pourraient le faire comparer à la Lune, si ce n'était son aspect, qui l'en rend totalement différent.  
    Cet aspect tient à une particularité, révélée par les sondes Voyager en 1979 : l'existence d'un volcanisme actif à sa surface. Io lui doit de nombreuses propriétés remarquables sa surface colorée et tourmentée, une atmosphère ténue, probablement marquée par des contrastes extrêmes de pression qui génèrent des vents violents, l'émission d'un "tore" de matière ionisée en orbite autour de Jupiter. Avec la Terre, Io est le seul exemple aujourd'hui connu de volcanisme actif dans le système solaire. Les mécanismes à l'origine de ce volcanisme y sont toutefois très différents.  
    Les planètes telluriques doivent (ou ont dû) leur volcanisme et leur activité tectonique à l'énergie libérée par la désintégration des éléments radioactifs présents dans leur manteau. Sur Io, le chauffage interne procède tout autrement. Pour preuve le flux de chaleur rayonné à la surface - quelque 2,5 watts/m2 - est environ 250 fois supérieur à celui que pourrait fournir un processus de désintégration radioactive. Io doit son volcanisme à un mécanisme de chauffage qui résulte des distorsions gravitationnelles générées par la présence toute proche de Jupiter. Ce mécanisme porte le nom de chauffage par "effet de marée".  
    La première action de ces forces de marée est de bloquer la rotation propre du satellite. Io tourne ainsi sur lui-même en un temps égal à sa période orbitale (42 h 28 mn), cas d'ailleurs fréquent pour les satellites dans le système solaire. L'orbite de Jo est de surcroît assez fortement elliptique, à cause des perturbations qu'exercent deux autres satellites de Jupiter, Europe et Ganymède. Leurs périodes de rotation orbitale sont respectivement 2 et 4 fois celle de Io, ce qui provoque des effets de résonance.  
    L'association de ces deux phénomènes aboutit à faire varier, au cours d'une rotation orbitale, l'intensité des forces de marée et la position des points où elles s'appliquent le plus fortement. Il en résulte une distorsion de l'intérieur du satellite - un milieu qui n'est pas parfaitement élastique - et une dissipation d'énergie. Cette énergie est d'abord transférée à travers la lithosphère, via des mouvements de magmas silicates, puis rayonnée vers l'espace en un certain nombre de régions actives. Ce mécanisme indique donc un couplage complexe entre l'évolution orbitale de lo et sa structure interne.  
    Le manteau de Io est probablement constitué de silicates.  
    La surface de Io est caractérisée par une absence complète de cratères d'impacts et une variété de paysages volcaniques. Sur les centaines de caldeiras volcaniques qu'on peut y observer, plusieurs dizaines sont actives. Certaines, limitées par des falaises abruptes parfois hautes de 2 km, atteignent 200 km de diamètre. Leurs dimensions mises à part, elles ressemblent aux caldeiras terrestres. Dans certains cas, ces caldeiras sont entourées de halos sombres ou brillants, ce qui suggère une activité pyroclastique (émission de débris solides) ou fumarolique (émission de gaz à hautes températures). Dans d'autres, on observe des écoulements de diverses couleurs. Ceux-ci peuvent s'étendre sur des dizaines ou des centaines de kilomètres. On voit, en outre, de nombreuses montagnes isolées, mais qui ne sont pas volcaniques. Ailleurs, la surface est généralement plane et peu accidentée, malgré l'existence de fractures qui témoignent de phénomènes tectoniques ou érosionnels. Nous évoquerons plus loin les remarquables couleurs de la surface de Io.  
    Les manifestations les plus spectaculaires de l'activité volcanique sont les panaches d'éruption, dits "plumes". Sur les neuf observés par Voyager l en mars 1979, huit étaient toujours en activité, quatre mois plus tard, lors du passage de Voyager II. Ces panaches ont une structure le plus souvent balistique. Leur hauteur, typiquement d'une centaine de kilomètres - 300 km pour Pelé, le plus grand d'entre eux - indique que la matière est éjectée, depuis la surface, à des vitesses de 0,5 à 1 km/s. La région couverte par les éjecta de la "plume" de Pelé a un diamètre de l'ordre de 1'200 à 1'500 km.  
    Tous ces panaches sont associés à des points chauds. Ce terme désigne des régions volcaniques actives, et qui émettent une grande quantité de rayonnement infrarouge. D'après les observations de Voyager, Loki, le plus énergétique d'entre eux, apparaît formé de deux régions adjacentes l'une de 42 km de diamètre, dont la température est de 450 K, l'autre de 240 km de diamètre à 250 K. Ce volcan rejette plusieurs milliers de tonnes de matière par seconde. Il pourrait s'agir d'un lac de soufre en ébullition. La région de la plume de Pelé est plus petite (12 km), mais elle est aussi plus chaude (650 K).  
    Des observations depuis la Terre ont permis de découvrir de nouvelles régions actives. Le volcanisme y apparaît très variable à moyen et long termes (mois, années), mais aussi à court terme (heures). Quant aux températures, elles peuvent atteindre localement 1'200 K. De telles valeurs sont très supérieures à la température d'ébullition du soufre liquide. Elles indiqueraient donc davantage des écoulements de laves de silicates.  
    L'absence de cratères d'impact visibles est évidemment la conséquence de l'activité volcanique. On estime ainsi que le taux de remodelage de la surface, nécessaire pour effacer les traces d'impacts, est de l'ordre de 0,1 à 1 cm par an. Ce remodelage provient des écoulements de lave mais aussi des retombées de matière émise dans les panaches. La surface de b est donc, en moyenne, extraordinairement jeune : quelques années. Notons cependant que la comparaison des images prises récemment par le télescope spatial Hubble avec les images de Voyager, montre, en général, peu de différences à grande échelle. Cela suggère une certaine stabilité dans la nature et les propriétés optiques de la matière émise par les volcans. Bien qu'on ait probablement affaire à un volcanisme silicaté, la composition de la surface ne porte la marque que d'espèces soufrées.  
    En couleur naturelle, Io est en effet jaunâtre et relativement brillant. Il réfléchit, en moyenne, environ 50% de la lumière solaire, contre 12% pour la Lune. A haute résolution spatiale, on distingue des régions particulièrement brillantes et plus blanches, des régions jaune orangé, et des régions plus sombres. Les zones les plus brillantes sont concentrées dans l'hémisphère avant (par rapport au mouvement orbital) et à basse latitude. Elles sont recouvertes de glace de dioxyde de soufre (SO2). La couleur jaune orangé est imputable à des composés soufrés de type Sn (S3, S4, S8), voire à des polyoxydes de soufre, produits par la dissociation de S20. Les régions "sombres" sont concentrées aux pôles et autour de Pelé. De quoi sont-elles composées ? Mystère …  
    En dehors des points chauds, la température de la surface de Io, dont le rôle est très important pour la nature de l'atmosphère, est généralement comprise entre 90 et 130 K du côté éclairé du satellite à basse latitude, 90 K du côté nuit, et 70-80 K dans les régions polaires.  
    Voyager I avait, en son temps, fait une découverte remarquable au-dessus de la région volcanique de Loki. La sonde avait repéré, en spectroscopie infrarouge, des traces de SO, gazeux avec une pression locale de l'ordre de 10-8 à 10-7 bar. Deux hypothèses avaient alors été formulées sur l'origine de cette atmosphère. Selon l'une, elle pouvait résulter d'une injection directe de bouffées de SO2 gazeux par la source volcanique. Selon l'autre, elle pouvait provenir de la sublimation (passage de la phase solide à la phase gazeuse) de glaces de SO, présentes à la surface (atmosphère dite "à l'équilibre de sublimation"). Il se trouve, en effet qu'à une température de 130 K, estimée pour cette région, la glace de SO2 est en équilibre thermodynamique avec une atmosphère à une pression de 10-7 bar. Depuis 1990, des observations au sol et avec Hubble ont permis de préciser les choses, bien que, concernant l'atmosphère ionienne, des questions très importantes restent en suspens.  
    On pense qu'elle est fortement hétérogène horizontalement, avec des variations de pression de plusieurs ordres de grandeur. Cette variabilité spatiale est évidemment due à la distribution non homogène des volcans, des régions recouvertes par la glace de SO2, et des températures. La pression dans les régions les plus "denses" (5 à 20% de la surface du satellite) serait de 1 à 10 nanobars. Selon diverses indications, mais sans aucune certitude, cette composante atmosphérique serait produite par émission volcanique directe. Ailleurs, l'atmosphère est moins dense, et produite par la sublimation de glace de SO2 à des températures intermédiaires (100 à 110 K). Dans les régions polaires et du côté nuit, loin des sources volcaniques, aucun de ces deux mécanismes ne peut produire une atmosphère significative de SO2. Seule subsiste une composante gazeuse extrêmement ténue (10-12 à 10-15 bar). Elle provient de l'impact de particules chargées issues de la magnétosphère de Jupiter avec la surface de Io.  
    Ces variations extrêmes de pression se traduisent par une météorologie unique dans le système solaire. Jo est balayé par des vents supersoniques qui transportent de la matière depuis les régions relativement denses vers les régions où la pression est plus ténue. Des phénomènes de condensation et de sublimation se produisent entre la surface et l'atmosphère. On ne sait rien, en revanche, de la structure verticale de l'atmosphère ionienne (par exemple, la possible alternance de couches où la température croît et décroît avec l'altitude, comme c'est le cas sur la Terre).  
    La composition atmosphérique générale est elle aussi très incertaine. Elle pourrait varier d'une région à l'autre. On a toutefois récemment décelé la présence de monoxyde de soufre (SO) et l'on suspecte que, du côté nuit, l'atmosphère pourrait être principalement constituée d'un gaz autre que SO,, et plus volatil, tel que SO ou O2.  
    L'action du rayonnement solaire et des particules chargées provenant de la magnétosphère de Jupiter détruit partiellement les molécules atmosphériques en atomes. Comme le champ gravitationnel de Jo est relativement faible (5 fois moins intense que sur Terre), ces molécules et atomes peuvent s'échapper vers l'extérieur, formant un "nuage deneutres".  
    On observe ainsi des émissions d'atomes d'oxygène, de soufre, mais aussi de sodium et de potassium (ces composés sont donc présents à la surface ou dans la basse atmosphère) sur des distances pouvant s'étendre jusqu'à 2'000 fois le rayon de Io.  
    La structure du "nuage" de sodium, le mieux étudié en raison de la grande brillance intrinsèque des raies du sodium en lumière visible, est extrêmement complexe. Elle indique des vitesses d'échappement allant de un à plusieurs dizaines de kilomètres par seconde. Le rayonnement émis par ces "nuages" montre qu'à chaque seconde, environ une tonne de matière quitte Io pour toujours. Cette estimation, à comparer aux milliers de tonnes émises par seconde par les grands volcans, montre que la plus grande partie de la matière éjectée par les volcans est régénérée un grand nombre de fois avant d'être envoyée vers l'espace. Elle indique aussi que Io a perdu l'équivalent d'une couche de plusieurs kilomètres d'épaisseur depuis sa formation, il y a 4,5 milliards d'années.  
    L'échappement et l'ionisation continus de ces atomes émis par Io produisent un "tore" de plasma. II est grossièrement centré sur l'orbite de Io et contient principalement des ions de soufre et d'oxygène. Tournant à une vitesse de 57 km/s par rapport à Io, les particules du tore heurtent le satellite principalement sur la face "arrière". L'atmosphère s'en trouve chauffée, partiellement ionisée, et sans doute, chimiquement modifiée. Une grande quantité d'ions est alors produite, enrichissant le tore. Les particules chargées du tore (électrons et ions) sont capturées par le champ magnétique de Jupiter (voir la figure 3). Ce dernier les dirige vers les régions de haute latitude de la planète géante, où elles précipitent, contribuant aux fameuses "aurores" joviennes.  
    Io offre ainsi un exemple unique d'interactions entre différents milieux. Les caldeiras volcaniques émettent du SO2 (et sans nul doute d'autres corps volatils) sous formes gazeuse et solide. En retombant sur la surface froide, le gaz se condense. La glace de SO, soutient une atmosphère ténue. La lumière solaire et les particules provenant de la magnétosphère jovienne dissocient et ionisent les molécules atmosphériques. Celles-ci peuvent s'échapper, être captées par le champ magnétique de Jupiter, venant "nourrir" le tore de Io et toute la magnétosphère de Jupiter. Les particules magnétosphériques interagissent aussi directement avec l'atmosphère et sans doute la surface, rendant le couplage encore plus complexe.  
               
         
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