Io, ou Jupiter , est un satellite naturel de Jupiter. C'est la troisième plus grande lune galiléenne et celle ayant l'orbite la plus proche de Jupiter, possédant un demi-grand axe de et une période de révolution d'environ . C'est aussi la quatrième plus grande lune du Système solaire, la plus dense, celle qui a la plus forte gravité de surface et l'objet connu du Système solaire le plus pauvre en eau.

Avec plus de actifs, Io est l'objet géologiquement le plus actif du Système solaire. Cette activité géologique extrême est le résultat d'un réchauffement par effet de marée dû au frottement engendré à l'intérieur de la lune par ses interactions gravitationnelles avec Jupiter et les autres satellites galiléens . Ces volcans produisent des panaches de soufre et de dioxyde de soufre qui s'élèvent à plusieurs centaines de kilomètres au-dessus de la surface, puis recouvrent les vastes plaines de la lune d'une couche givrée de matériaux. Les panaches, associés aux coulées de lave pouvant s'étendre sur plus de de longueur, produisent de grands changements de surface et la peignent dans diverses nuances de jaune, rouge, blanc, noir et vert. Les matériaux produits par ce volcanisme constituent, d'une part, l'atmosphère mince et inégale de Io, et produisent, d'autre part, un grand tore de plasma autour de Jupiter du fait de leur interaction avec la magnétosphère de la planète.

Cette surface est également parsemée de plus de qui sont soulevées par des phénomènes tectoniques à la base de la croûte de silicate. Certains de ces sommets sont plus hauts que le mont Everest, bien que le rayon de Io soit plus petit que celui de la Terre et environ égal à celui de la Lune. Contrairement à la plupart des lunes du Système solaire externe, qui sont notamment composées de glace d'eau, Io est composée de roche de silicate entourant un noyau de fer fondu ou de pyrite.

Aux , Io joue un rôle important dans le développement de l'astronomie. Observée pour la première fois en par Galilée avec les autres satellites galiléens, cette découverte favorise, par exemple, l'adoption du modèle copernicien du Système solaire. C'est l'astronome Simon Marius, affirmant avoir découvert l'astre avant Galilée, qui la nomme ainsi, d'après le personnage de la mythologie grecque Io, une prêtresse d'Héra et amante de Zeus. À la fin du , il devient enfin possible de résoudre ses caractéristiques de surface, telles que ses régions polaires rouge foncé et celles équatoriales brillantes. En 1979, les sondes spatiales du programme Voyager révèlent son activité géologique et les caractéristiques de sa jeune surface sans cratères d'impact. Ensuite, Galileo effectue plusieurs survols rapprochés dans les années 1990 et au début des années 2000, obtenant des données sur sa structure interne, la composition de sa surface et son influence sur la magnétosphère de Jupiter. Depuis, d'autres observations sont faites par les sondes Cassini-Huygens, New Horizons et Juno, ainsi que depuis la Terre via des télescopes au sol ou le télescope spatial Hubble.

redresse=1.5|vignette|alt=Les lunes sont représentées côte à côte. Ganymède, la troisième, est la plus large.|Comparaison à l'échelle des satellites galiléens, avec de gauche à droite : Io, Europe, Ganymède et Callisto.

Orbite et rotation alt=Trois points représentant les lunes orbitent autour d'un autre, plus gros. Les orbites des lunes sont synchronisées et clignotent lorsqu'elles se trouvent à la même position sur leur orbite respective.|vignette|Animation de la résonance de Laplace de Io, Europe et Ganymède.|gauche Le demi-grand axe de l'orbite de Io autour de Jupiter est de par rapport au centre de la planète. Cette orbite se situe entre celles de Thébé et d'Europe ; Io est le le plus proche de Jupiter et la plus interne des lunes galiléennes. Sa période de révolution est de .

Io est en résonance orbitale 2:1 avec Europe et 4:1 avec Ganymède : quand Europe parcourt une orbite, Io en parcourt deux ; similairement, Io conclut quatre orbites pour une seule de Ganymède . Cette résonance permet de maintenir l'excentricité orbitale de Io () et produit ainsi la principale source de chaleur pour son activité volcanique.. Sans cette excentricité forcée, l'orbite de Io deviendrait plus circulaire, conduisant à une activité géologiquement très affaiblie.

Comme les autres satellites galiléens Io possède une rotation synchrone : sa période de révolution est la même que sa période de rotation, impliquant que la lune garde toujours la même face pointée vers Jupiter. Cette particularité permet de définir le système des longitudes sur Io : son premier méridien et son équateur se rencontrent au point subjovien. Aussi, le côté de Io faisant toujours face à Jupiter est connu comme l'hémisphère subjovien, tandis que le côté qui fait toujours face à l'extérieur est connu comme l'hémisphère antijovien. Le côté de Io faisant toujours face à la direction dans laquelle Io se déplace sur son orbite est appelé hémisphère avant, tandis que le côté qui fait toujours face à la direction opposée est appelé hémisphère arrière.

Depuis la surface de Io, Jupiter sous-tendrait un arc approchant 18,5°, faisant apparaître Jupiter comme ayant environ la taille apparente de la Lune dans le ciel terrestreLe diamètre de Jupiter est d'environ et sa distance à Io est en moyenne de . La taille apparente vaut donc arctan(140 000/420 000) ~= 18,5°. La taille apparente de la Lune dans le ciel terrestre est d'environ 0,5°, soit un ratio de 18,5°/0,5° = 37.. Cela correspond à une surface apparente dans le ciel environ plus importanteLe ratio de la surface apparente de Jupiter depuis Io sur la surface apparente de Lune depuis la Terre correspondant au carré du ratio des diamètres apparents précédemment calculé, la surface d'un disque étant proportionnelle au carré de son diamètre..

Caractéristiques physiques

Masse et diamètre vignette|Comparaison de taille entre Io (en bas à gauche), la Lune (en haut à gauche) et la Terre.|alt=La Lune est représentée au-dessus de Io, la Terre à droite des deux. Io et la Lune ont environ la même taille.Io est légèrement plus grande que la Lune : son rayon moyen est de et sa masse de . Le satellite possède une forme d'ellipsoïde de révolution, son plus grand axe étant dirigé vers Jupiter, en conséquence de sa rotation sur lui-même.

Parmi les lunes galiléennes, Io est plus petite et moins massive que Ganymède et Callisto, mais plus grande et massive qu'Europe. Elle est par ailleurs la quatrième plus grande lune du Système solaire.

Structure interne vignette|Modèle légendé de la structure interne supposée de Io.|redresse=1.5|alt=Diagramme en coupe de Io, avec des légendes. Son noyau apparaît très brillant.|gauche Composée principalement de silicates et de fer, Io est plus proche par sa composition des planètes telluriques que des autres satellites du Système solaire externe, qui sont quant à eux composés en majeure partie d'un mélange de glace et de silicates. Sa densité est de , faisant de Io le plus dense de tous les satellites naturels du Système solaire, celle-ci étant significativement plus élevée que celle des autres satellites galiléens (Ganymède et Callisto notamment, dont les densités sont d'environ ) ou encore légèrement plus élevée que celle de la Lune ().

Les modèles de la masse, du rayon et des coefficients gravitationnels quadripolaires de Io, calculés à partir des mesures de Voyager et de Galileo, suggèrent que son intérieur est différencié entre un noyau de fer ou de pyrite et un manteau puis une croûte riches en silicates. Le noyau métallique représente approximativement 20 % de la masse de Io, avec un rayon qui mesure entre s'il est presque entièrement composé de fer, ou entre s'il est composé d'un mélange de fer et de soufre. Le magnétomètre de Galileo ne parvient pas à détecter un champ magnétique intrinsèque à Io, ce qui indique l'absence de convection au sein du noyau pour générer un champ par effet dynamo.

La modélisation de la composition intérieure de Io suggère que le manteau est constitué d'au moins 75 % de forstérite, et a une composition en vrac analogue à celle de météorites chondritiques de type L et de type LL, avec une teneur plus élevée en fer par rapport au silicium que la Terre ou la Lune, mais plus basse que Mars. Pour soutenir le flux de chaleur observé sur Io, 10 à 20 % du manteau de Io pourrait être fondu, bien que les régions où un volcanisme à haute température est observé puissent avoir des fractions de fusion plus élevées. De plus, la réanalyse des données du magnétomètre de Galileo en 2009 révèle la présence d'un champ magnétique induit sur Io, impliquant la présence d'un océan de magma à sous sa surface. Cette couche est estimée à d'épaisseur et représenterait environ 10 % du manteau de Io. Il est estimé que la température dans l'océan de magma atteint . La lithosphère de Io, composée de basalte et de soufre déposés par le volcanisme, a une épaisseur comprise entre 12 et .

Réchauffement par effet de marée vignette|redresse=1.5|alt=A gauche, schéma des orbites des lunes galiléennes, montrant les interactions sur Io. En haut à droite, schéma d'une orbite de Io, montrant sa déformation lorsqu'elle est au périhélie. En bas à droite, orbite de la Lune autour de la Terre, sans déformation.|Schéma du réchauffement par effet de marée sur Io : (A) La gravité des autres lunes galiléennes influence l'orbite de Io et maintient son excentricité ;(B) Du fait de cette orbite excentrique, la forme de Io change au cours de son orbite. Contrairement à la Terre et à la Lune, la principale source de chaleur interne de Io provient d'un réchauffement par effet de marée, plutôt que de la désintégration des isotopes radioactifs. Cet échauffement dépend de la résonance orbitale de Io avec Europe et Ganymède, de la distance de Io à Jupiter, de son excentricité orbitale, de la composition de son intérieur et de son état physique. Ainsi, sa résonance avec Europe et Ganymède maintient l'excentricité de Io et empêche les forces de marée de rendre son orbite circulaire. Elle aide également à maintenir la distance de Io à Jupiter, sans quoi la formation de marées sur la planète ferait lentement s'éloigner la lune, comme c'est le cas pour la Lune vis-à-vis de la Terre.

Les forces de marée subies par Io sont environ plus fortes que celles que subit la Terre du fait de la Lune. Aussi, la différence verticale dans son renflement de marée entre le moment où Io est à l'apoapside et au périapside de son orbite pourrait mesurer jusqu'à . Le frottement produit à l'intérieur de Io en raison de cette traction variable crée un réchauffement, faisant fondre une quantité importante du manteau et du noyau de Io. La quantité d'énergie produite est jusqu'à supérieure à celle produite uniquement à partir de la désintégration radioactive. Cette chaleur est libérée sous forme d'activité volcanique, générant l'important flux thermique observé de 0,6 à . Les modèles de son orbite suggèrent que la quantité de réchauffement de marée dans Io évoluerait avec le temps.

Bien qu'il y ait un consensus scientifique sur le fait que les nombreux volcans de la lune soient une conséquence de cet échauffement par effet de marée, ceux-ci ne se situent cependant pas aux positions prévues par ce modèle. En effet, ils sont décalés de 30 à vers l'est. En 2015, une étude suggère que ce déplacement vers l'est pourrait être causé par l'océan de magma sous la surface qui générerait une chaleur supplémentaire par friction en raison de sa viscosité.

D'autres satellites naturels du Système solaire subissent des réchauffements similaires. Cette capacité à générer de la chaleur dans un océan souterrain augmente les chances de vie sur des corps comme Europe ou encore Encelade, une lune de Saturne.

Géographie

Surface