Io

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Io
Io galileo 19951217 sc 0-002-005.jpg
Image à couleurs vraies d'Io, du vaisseau spatial du Projet Galiléo
Date de découverte Date de découverte::7 janvier 1610[1]
Nom de découvreur Découvreur::Galiléo Galiléi[1]
Origine du nom Origine du nom::Princesse argive et amante de Zeus
Caractéristiques de l'orbite
Classe céleste Membre de::Lune
Primaire Primaire::Jupiter
Ordre du primaire Ordre::5
Périzène Périapside::420 071 km[2]
Apozène Apoapside::423 529 km[2]
Axis semi-majeur Axis semi-majeur::421 800 km[3]
Excentricité orbitale Excentricité orbitale::0,0041[3]
Mois sidéral Période sidérale::1,769 da[3]
Moyen vitesse orbitale Vitesse orbitale::17,34 km/s[4]
Inclination Inclination::0,040° à l'équateur de Jupiter
Caractéristiques de rotation
Jour sidéral Jour sidéral::1,769 da[3]
Vitesse de rotation Vitesse de rotation::0,07488 km/s[2]
Caractéristiques physiques
Masse 8,93194 * 1022 kg[2]
Moyenne densité Densité planétaire::3528 kg/m³[5]
Radius moyen Radius moyen::1821,6 km[5]
Gravité de surface Gravité de surface::1,79611 m/s²[2]
Vitesse d'évasion Vitesse d'évasion::2,55805 km/s[2]
Aire de surface Aire de surface lunaire::41 698 065 km²[2]
Température moyenne Température moyenne::130 K[4]
Constitution Constitution::silicate et fer
Couleur Couleur::#CCDD11
Albédo Albédo::0,63[5]
Magnétosphère
Densité de fondant magnétique Densité de fondant magnétique à surface::0,013 G[6]
Moment de dipôle magnétique modern 7,86 * 1019 N-m/T[2][6]
Moment de dipôle magnétique à création 2,10 * 1022 N-m/T[2]
Temps de pourriture Temps de pourriture magnétique::1098,14 a[2]
Demi-vie Demi-vie magnétique::761,17 a[2]

Io ou Jupiter I est l'intime des Lunes galiléennes de Jupiter. C'est l'objet le plus volcaniquement actif dans le système solaire et le plus dense de tous les satellites planétaires. Io a le nom d'une princesse argive et prètresse d'Héra qui est devenu une amante assez proéminente de Zeus, après beaucoup de souffrance. Ce nom, assigné bien par accident dans le dix-septième siècle, peut être très apte aujourd'hui en considération de l'activité volcanique d'Io et la raison probable pour cette activité.

Découverte et nommage

Galiléo Galiléi a observé Jupiter initialement le 7 janvier 1610 avec son téléscope fameux. Il a cru d'abord qu'il a eu découvert trois étoiles près de Jupiter, mais le prochaine nuit cettes « étoiles » paraissaient de s'être mues. (Cettes « étoiles » étaient vraimont Io, Europe, et Callisto.) Il continuait d'observer Jupiter et ses « étoiles » accompagnantes depuis sept jours, durant lequel laps une quatrième « étoile » (Ganymède) a apparu et tous les quatres objets apparaissaient de se mouvoir avec Jupiter. Enfin il a conclu que ces objets n'étaient pas du tous d'étoiles, mais par contre satellites de Jupiter. Celle était la première observation directe qui a fourni de témoignement pour le modèle héliocentrique du système solaire de Nicolas Copernic.[1]

découvreur::Simon Marius a prétendu d'avoir observé Jupiter et ces satellites indépendamment de Galiléo et d'avoir commencé cinq semaines plus tôt. Mais il n'a pas publié ces découvertes, bien que Galiléo a publié les siennes. En outre, les notes de Galiléo étaient plus fiables et extensives que celles de Marius. C'est pourquoi Io et les trois autres satellites qu'il a observé (Europe, Ganymède, et Callisto) s'appellent les satellites galiléens et pas les satellites galiléen-mariens.[1]

Mais Marius a reçu crédite pour avoir fourni les noms que les satellites ont aujourd'hui. Il a donné à Ganymède, le plus grand, le nom du fils mythique du roi Tros de Troie, qui a été ravi à Mont Olympus par Zeus comme échanson aux dieux. (Les noms Zeus et Jupiter réfèrent au même dieu classique le nom duquel la planète Jupiter a.) Les autres trois satellites ont les noms de trois des amantes les plus fameuses de Zeus.[1] Marius a proposé ces noms après que Johannes Kepler les a suggéré à lui.

Galiléo,de sa part, les a appelé les « planètes médicéennes » en honneur de la famille Medici et simplement a numéroté les lunes I, II, III, et IV. Les satellites avaient ces noms depuis plus que deux siècles jusque la découverte d'autres lunes de Jupiter a rendu ce système de nommage insoutenablement perplexe.

Caractéristiques d'orbite et de rotation

Résonance orbitale d'Io, Europe, et Ganymède
Io est la cinquième en ordre de toutes les lunes de Jupiter, et est en orbite autour Jupiter avec un axis semi-majeur de 421.800 km. Son orbite est très légèrement excentrique et s'incline lég`erement à l'équateur de Jupiter. Io est en verrouillage de marée (ainsi présentant la même face vers Jupiter en tournant).

Io maintient une résonance orbitale ou résonance de Laplace à trois parties avec Europe et Ganymède. Ces trois satellites complètent leurs orbites autour Jupiter en le ratio 1:2:4. Ils se conjoignent aussi à leurs apsides, en un moyen mutuellement auto-corrigant qui permet la résonance de persister. (La plupart de telles résonances sont instables et se terminent avec un ou tous les corps changant leurs orbites.)

L'origine de la résonance elle-même est controversée. Peale et Lee, en 2002, ont présenté un modèle suggiérant que cette résonance est primordiale et ainsi a fait partie du système jovien depuis sa formation.[7] Mais leur modèle se dérive de l'hypothèse de nébuleuse de la formation du système solaire et ainsi dépend des présumptions uniformitariennes. Showman et Malhotra siggèrent un modèle selon lequel la résonance a développé après la formation du système solaire.[8]

Cette résonance orbitale, et les stresses imposés par Jupiter elle-même, sont largement crus d'être la cause la plus probable de la volcanisme d'Io (voyez ci-dessous).

Caractéristiques physiques

Écorché d'Io
Io est légèrement plus massive que la lune de la Terre, mais plus petite en rayon. Ces deux attributs, corollaires de la densité plus haute d'Io, donnent à Io une gravité de surface légèrement plus haute que celle de la Lune.

Io a beaucoup moins de cratères que les autres trois satellites galiléens. En les termes uniformitariens, Io se considère donc « jeune, » par contraire à Ganymède, qui est plus « vieille. »[9]

Intérieur

Io est plus dense même que la lune de la Terre et en effet est plus dense qu'aucun autre satellite de Jupiter (ou aucune autre planète).[5] Pour cette raison, et considérant les découvertes de concentration de masse et autres découvertes des rendez-vous avec tous les satellites galiléens, Io n'est pas soupçonnée d'avoir un océan sous-terrain salé. Par contre, elle probablement a un noyau métallique de fer et/ou sulfide de fer. Selon le meilleur modèle disponible jusqu'ici, le rayon de ce noyau probablement s'étend à la moitié du rayon total d'Io elle-même. Entour ceci serait un manteau partiellement fondu et riche en silicate avec une croûte rocheuse mince de surface.[4][10]

Témoignements additionneux qu'Io a un noyau de fer viennent des mesures magnétométriques prises par le vaisseau Galiléo. La densité de fondant magnétique à l'equateur d'Io est à peu près 13 milligauss[6]. Ceci correspond à un moment de dipôle magnétique de 7,86 * 1019 N-m/T. Considérant la masse d'Io, Io probablament a eu un moment de dipôle magnétique à création de 2,1 * 1022 N-m/T, selon le modèle de Russell Humphreys pour la création des champs magnétiques des corps célèstes.[11] Ceci donc suggère un temps de pourriture de 1098 ans juliens et une demi-vie de 761 ans juliens. Le temps de pourriture et demi-vie correspondants du champ magnétique de Ganymède est d'accord avec ceci selon à moins quatre chiffres significatifs, et suggèrent que les deux satellites ont de rayons et conductivités comparables de leurs noyaux.

La différence marquée entre l'intérieur d'Io et ceux de ses trois homologues extérieurs n'est pas venue sans remarque. Des penseurs uniformitariens suggèrent que Jupiter était à sa température la plus haute bientôt dans son accrétion initiale, et que les éléments et les composés plus légers n'auraient pas pu s'accréter si proche à Jupiter comme l'orbite d'Io. Dans ce scénario, Jupiter était le centre d'un « système solaire miniature » en lequel les élémenets et composés plus pesants se sont accrétés vers l'intérieur et les substances plus légères se sont accrétés vers l'extérieur.[4][12]

Volcanisme

Projection après Mercator d'Io montant de volcans actifs
La caractéristique physique la plus frappant d'Io est son activité formidable volcanique. Les volcans d'Io, que Voyager 1 a aidé de découvrir en 1979, étaient les premiers volcans extraterrestres jamais découverts.[13]

Io a de centaines de volcans actifs, et leurs éruptions et fluxes de lave changent constamment la surface d'Io. Les endroits d'éruption active atteinnent de températures hautes que 1800 K, bien que la température moyenne de la surface d'Io est à peu près 130 K.[4]

La théorie favorite pour expliquer ce volcanisme est chauffage de marée. La résonance orbitale d'Io avec Ganymède et spécialement Europe, et l'excentricité de la propre orbite d'Io autour Jupiter, combinent pour fléchir la croûte d'Io par tant que 100 mèters entre la périzène et l'apozène d'Io.[14][9] La résonance, en outre, aider de maintenir l'excentricité et aussi de prévenir Io de revenir en extérieur de Jupiter.

Nuage de sodium relâchée par le volcan Prométhée sur Io
Le flècgage formidable observé durant un mois sidéral de moins que deux jours juliens s'attendrait de chauffer formidablement le manteau. En effet, Io se sait de rayonner de chaleur à un niveau de puissance d'environ 125 TW en moyenne. Ceci produit un flux de chauffage pour unité d'aire de surface de 2,5 W/m².[14]

Mais la chaleur formidable des volcans d'Io ne se connaît et ne s'explique pas pleinement. Si les théories uniformitariennes sont correctes et Io a de millions d'années, les cycles innombrable de fléchage de marée aurait fait baisser la pointe de fonte d'Io afin qu'elle ne produirait pas de fluxes de lave si chauds. Les hautes températures observées sont en effet conséquentes avec les fluxes de lave basaltiques que la plupart des uniformitarianistes croient de s'être passés il y a milliards d'ans sur la Terre. Aucun volcan modern sur la Terre n'est assez chaud que quelques des volcanoes sur Io.[15]

Montagnes

Les montagnes d'Io ont une moyenne altitude de 6 km, et quelques des montanges d'Io sont tant hauts que 16 km, plus haut même que Mont Everest sur la Terre.[16] La lupart de ceux ne sont pas de volcans, parce qu'ils n'ont pas de fluxes de lave associés. La plupart des scientifiques croient maintenant que ces montagnes se forment par fautage.

Mais de dépressions, ou caldères, apparentés aux volcans, souvent entourent quelques des pics d'Io.[16] Les lieux de plusieurs des caldères enfreint plusieurs suppositions acceptées concernant la volcanisme et la formation des montagnes.[17] Le débat concernant les origines de ces caldères continue aujourd'hui. Quelques observateurs favorisent de fractures en la croûte d'Io; des outres favorisent l'explication la plus traditionnelle de l'effondrement des chambres vidées de magma.[17]

Atmosphère

Images de faux couleurs avec grille et échelle grise d'Io montant des taches chaudes et aurores volcaniques
Io n'a pas d'atmosphère dans le sens traditionnel, malgré les quantités formidables de dioxyde de soufre et autres gazes que lâchent les plusieurs volcans d'Io. Io retient des quantités traces de dioxyde de soufre à une pression d'une micro-atmosphère ou moins. Cela est assez épaisse pour générer d'aurores comme le rayonnement de la zone jovienne de rayonnement frappe le gaz, mais n'est pas assez épaisse d'avoir aucunes propriétés refractives qui serait détectables avec l'occultation stellaire.

Les explications les plus probables sont le froid profone d'Io et le champ magnétique de Jupiter. La plupart du dioxyde de soufre relâché tombe à la surface comme gelée. Le reste s'enlève comme Io se meuve à travers le champ magnétique et la zone de rayonnement de Jupiter.[16]

Problèmes pour uniformitarianisme posées par Io

  • Io rayonne plus de chaleur que le chauffage de marée peut générer. Io donc doit avoir une autre source de chaleur, ou le flux observé de chaleur est inhabituellement haut et pas quelque chose qu'Io peut maintenir longtemps.[9] Et même en ce cas, dire que le flux présent de chaleur est inhabituel faillit de répondre à la question de qu'est-ce que c'est qui a levé le flux de chaleur aux niveaux présents.
  • Comme mentionné devant, les éruptions volcanique sur Io ont une troisième de la température absolue à la surface du soleil. Ceci défie l'explication, parce que celon toutes les théories uniformitariennes courantes, le manteau d'Io doit fondre aux températures beaucoup plus basses après de retravaux constants depuis millions d'ans par de flexures de marée.[15]

Observation et exploration

Jusque la venue d'essor en espace, les observations d'Io se sont limitées forcément à celles par téléscopes basés sur la Terre. Galiléo Galiléi a eu montrer qu'Io était présente, bien entendu, mais pas avant les temps tardives en les 19ème et 20ème siècles la technologie téléscopique permettait aucune résolution des caractères de la surface d'Io. Les astronomes comme Edward E. Bernard ont noté la luminositédifférent entre les régions équatoriale et polaire d'Io et enfin a déterminé qu'elles étaient strictement dues aux différences en couleur et albédo (une mesure de la reflectivité de la surface), et pas parce qu'Io avait une forme excentrique et pas parce qu'Io était en effet deux objets accompagnés.[18][19][20] D'observations plus détaillées se sont suivies, tant récemment (aux missions du Projet Voyager) que 1973.[21]

Les missions de Mission visitante::Pioneer 10 et 11 ont eu de rendez-vous avec Io en 1973 et 1974. Ils ont révélé peu au-delà d'une meilleur devis de la masse d'Io, et une images bonne de Pioneer 11. Le rayonnement lourde en le tore de particules radioactives qui entoure Io a compromis les instruments des vaisseux Pioneer, et toutes leurs observations se sont perdues.

Mission visitante::Voyager 1 a établie la volcanisme d'Io. En outre, Mission visitante::Voyager 2, qui a eu rendez-vous avec Io après cinq mois, a démontré de changements évidents de surface qui ont montré que les volcans étaient très actifs et réformaient constamment la surface d'Io.

Le vaisseau spatial de Mission visitante::Projet Galiléo n'a eu pas de rendez-vous avec Io deuis plusieurs ans, primairement parce que les contrôleurs de mission se sont concernés avec la sûreté du vaisseau et désiraient examiner plusieurs tarjets beaucoup moins dangéreux. Mais le mission s'est prolongé deux fois, et depuis les derniers ans de la mission, Galiléo a eu plusieurs rendez-vous d'Io et a pris plusieurs mesures de température de surfae. Ces mesures ont évidemment montré que les volcans d'Io tendaient d'être même plus chauds que plusieurs volcans sur la Terre.

En septembre de 2003, les contrôleurs de Galiléo one délibérément écrasé le vaisseau sur Jupiter, pour éviter une écrasage sur Europe et possible dommage irréparable à l'océan sous-terrain d'Europe. Puisque cet événement, les observations se sont limitées pour la plupart aux téléscopes basés sur la Terre (tels que l'Observatoire Keck en Hawaï et le Hubble Space Telescope—sauf que la Mission visitante::Mission New Horizons a eu un rendez-vous avec Io le 28 février 2007 et a pris plusieures images remarquables. Il ne se projete pas de mission à Io depuis au moins dix ans additionnels.

Références

  1. 1,0, 1,1, 1,2, 1,3 et 1,4 "The Discovery of the Galilean Satellites," JPL, NASA, n.d. Cité par Hamilton, Calvin J., SolarViews. Accédé le 18 février 2008.
  2. 2,00, 2,01, 2,02, 2,03, 2,04, 2,05, 2,06, 2,07, 2,08, 2,09 et 2,10 Calculated
  3. 3,0, 3,1, 3,2 et 3,3 "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters," Solar System Dynamics, JPL, NASA. Accédé le 18 février 2008.
  4. 4,0, 4,1, 4,2, 4,3 et 4,4 Hamilton, Calvin J. "Entry for Io." SolarViews, 2001. Accédé le 18 février 2008.
  5. 5,0, 5,1, 5,2 et 5,3 "Planetary Satellite Physical Parameters." Solar System Dynamics, JPL, NASA. Accédé le 16 février 2008.
  6. 6,0, 6,1 et 6,2 M. G. Kivelson, K. K. Khurana, R. J. Walker, C. T. Russell, J. A. Linker, D. J. Southwood, C. Polanskey. "A Magnetic Signature at Io: Initial Report from the Galileo Magnetometer." Galileo Magnetometer Team Site, 27 octobre 2000. Accédé le 12 mai 2008.
  7. Peale, S. J., et Lee, Man Hoi. "A Primordial Origin of the Laplace Relation Among the Galilean Satellites." Science, 298(5593):593-597, octobre 2002. arXiv:astro-ph/0210589 Accédé le 18 février 2008.
  8. Showman, Adam P., et Malhotra, Renu. "Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede." Icarus, 127:93-111, 1997. Accédé le 18 février 2008.
  9. 9,0, 9,1 et 9,2 Arnett, Bill. "Entry for Io." The Nine 8 Planets, 10 janvier 2001. Accédé le 19 février 2008
  10. Anderson, J. D.; et al. « Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io ». Science 272:709–712, 1996.
  11. Humphreys, D. R. "The Creation of Planetary Magnetic Fields." Creation Research Society Quarterly 21(3), décembre 1984. Accédé le 29 avril 2008.
  12. Le concept de Jupiter comme proto-étoile qui a failli d'une manière ou d'une autre de s'enflammer est assez largement tenu. Ce modèle dit que Jupiter, composée d'hydrogène et hélium, se serait enflammé si elle serait suffisamment massive. Mais en ce cas, la vie sur la Terre ne pourrait jamais développer. Voyez Harmsworth, Andrew, "Entry for Jupiter," Spacetech's Orrery: the Solar Sytem in Action, dernier mise à jour le 2 juillet 2007. Accédé le 18 février 2008.
  13. Lee, Gentry. "Spectacular Io." Space.com], 7 juillet 2000. Accédé le 18 février 2008.
  14. 14,0 et 14,1 Hamilton, Calvin J. "Io's Volcanic Features." Solarviews. Accédé le 19 février 2008.
  15. 15,0 et 15,1 Phillips, Tony. « Io's Alien Volcanoes: Galileo Heads for a Sizzling Encounter. » Space Science News, 4 octobre 1999. Accédé le 18 février 2008.
  16. 16,0, 16,1 et 16,2 Hamilton, Calvin J. "Io's Atmosphere, Mountains, and Water Cycle." Solarviews, accédé le 19 février 2008.
  17. 17,0 et 17,1 Myers, Robert. "Jovian Cauldron: Io's Volcanoes Revealed in Sharp Detail." Space.com, 26 octobre 2000. Accédé le 19 février 2008.
  18. Dobbins, T., et Sheehan, W. "The Story of Jupiter's Egg Moons". Sky & Telescope 107 (1):114–120, 2004.
  19. Barnard, Edward E. "On the dark poles and bright equatorial belt of the first satellite of Jupiter." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 54:134, janvier 1894. Accédé le 18 février 2008.
  20. Barnard, Edward E. "Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatoreal of the Lick Observatory." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 51:543, juin 1890. Accédé le 18 février 2008.
  21. Minton, R. B. "The Polar Caps of Io." Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 10:35-39, 1973. Accédé le 18 février 2008.


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Références apparentées

  • Io par Wikipédia
  • John Gribbin, Companion to the Cosmos (Little, Brown & Company, 1996)