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LES SATELLITES GALILEENS DE JUPITER



Caractéristiques et généralités sur les satellites galiléens de Jupiter 


Les satellites galiléens de Jupiter sont des corps remarquables à bien des égards. Ce sont les plus anciens corps connus non visibles directement à l'oeil nu, ils ont des tailles comparables à Mercure et forment, en tournant autour de Jupiter, un système solaire en miniature où tous les problèmes de la mécanique céleste sont rassemblés : perturbations par l'aplatissement de Jupiter, par le Soleil, par Saturne et perturbations  mutuelles. Leurs mouvements rapides sont facilement observables et génèrent des phénomènes d'éclipses spectaculaires. Les satellites galiléens se distinguent nettement des autres satellites de Jupiter qui ne sont que des petits corps rocheux semblables à des astéroïdes communs. Les sondes spatiales nous ont récemment montré des corps d'une grande diversité géologique (volcans actifs, banquises, présence d'eau, ...). Tout cela en fait des objets très étudiés par les astronomes et une des principales cibles de la conquête spatiale. Voyons donc comment nos connaissances sur ces corps ont évoluées, comment on les observe et ce que nous en connaissons aujourd'hui. 

Les quatre satellites galiléens ont reçu les noms de Io (J1), Europe (J2), Ganymède (J3) et Callisto (J4). 

Le tableau ci-après rassemble quelques données physiques sur ces corps. Leurs orbites appartiennent quasiment au même plan qui est celui de l'équateur de Jupiter et sont quasiment circulaires. Afin de pouvoir calculer leurs positions avec une grande précision, il est important de déterminer les écarts de ces satellites par rapport au plan de l'équateur de Jupiter et par rapport à des orbites circulaires parfaites. Ce sont les multiples perturbations gravitationnelles agissant sur eux qui engendrent ces écarts. 


 
 
 Io - J1 
 
 Europe - J2    Ganymède - J3    Callisto - J4  
période de rotation 1,8 jours 3,6 jours 7,2 jours 16,7 jours
excentricité de l'orbite 0,004 0,009 0,001 à 0,002 0,007
inclinaison sur l'équateur de Jupiter 0°,04 0°,47 0°,19 0°,25
diamètre 3630 km 3138 km 5262 km 4800 km
magnitude 5,0 5,3 4,6 5,6
albédo géométrique (bande V) 0,61 0,64 0,42 0,20
élongation maximale 2' 18" 3' 40" 5' 51" 10' 18"

On se reportera aux pages de mécanique céleste pour la définition des paramètres de l'ellipse. On remarque qu'ils sont très brillants et pourraient en fait être observés à l'oeil nu si Jupiter ne les noyait pas dans son puissant halo lumineux. L'élongation maximale montre que Callisto ne s'éloigne pas à plus de 10 minutes de degré de Jupiter (un tiers du diamètre de la lune), ce qui n'est pas suffisant pour qu'il s'en détache, observé à l'oeil nu. 

 La figure ci-contre montrent les tailles comparées des satellites de Jupiter avec la lune, Mercure, Mars et Pluton. On voit qu'il s'agit bien de véritables petites planètes. Le plus gros astéroïde n'a un diamètre qui n'atteint qu'un quart du plus petit satellite galiléen.



La découverte 


La lunette d'approche existait depuis plusieurs années déjà quand Galilée eut l'idée de la diriger vers le ciel. Pour cela il dût améliorer les modèles existants mais cette utilisation ouvrit un champ nouveau pour l'exploration du ciel. Ce fut une révolution, comme l'exploration spatiale aujourd'hui, en ce qui concerne les découvertes qui s'en suivirent. 
Ecoutons Galilée raconter ses premières observations

"Le 7 janvier 1610, à une heure du matin, alors que j'explorais le ciel avec ma lunette, Jupiter se présenta à moi; et parce que j'avais construit un instrument puissant, je pus apercevoir trois petites étoiles à côté de lui. Bien que je les considérais comme des étoiles, je fus très étonné parce qu'elles semblaient exactement alignées sur  une ligne parallèle à l'écliptique et parce qu'elles étaient beaucoup plus belles que les autres étoiles de même magnitude. Leurs positions étaient comme cela : 

c'est-à-dire qu'il y en avait deux à l'est et une à l'ouest. La plus à l'est et celle du côté ouest semblaient légèrement plus brillante que la troisième. Je ne fis pas attention à leur distance à Jupiter puisque, comme je l'ai déjà dit, je crus qu'il s'agissait d'étoiles fixes. Quand, le 8 janvier, je ne sais pourquoi, je refis la même observation, je vis une configuration complètement différente : les trois étoiles étaient maintenant toutes du côté ouest de Jupiter, et elles étaient plus proches les unes des autres que la veille, à distances égales l'une de l'autre, comme sur la figure suivante : 

devant un tel phénomène, et incapable de concevoir que des étoiles puissent changer de positions relatives, je me demandais comment Jupiter pouvait se trouver à l'est de ces étoiles ce jour, alors qu'il se trouvait à l'ouest de deux d'entre elles la veille. Son mouvement n'était-il pas direct en contradiction avec les calculs astronomiques et était-ce par son propre mouvement qu'il s'était déplacé parmi ces étoiles ? 

J'attendis la nuit suivante avec impatience, mais je fus désappointé car le ciel fut nuageux de tous côtés.

 

Le 10 janvier cependant, ces étoiles apparurent dans la configuration suivante par rapport à Jupiter : 

 

Il n'y avait que deux étoiles, et toutes deux à l'est de Jupiter; la troisième était, je suppose, cachée par la planète. Elles étaient, comme précédemment, alignées avec la planète, et exactement sur le zodiaque. Devant cela, comprenant que ces changements de configuration n'étaient pas dus à Jupiter et persuadé que ces étoiles étaient les mêmes que les jours précédents, mes doutes se transformèrent en étonnement. Je compris que ces changement de positions relatives n'étaient pas dus à Jupiter mais aux étoiles elles-mêmes. Pour cette raison, je décidai de continuer les observations avec un grand soin.

 

Le 11 janvier, je vis la configuration suivante : 

 

Seulement deux étoiles à l'est de Jupiter, celle du centre étant trois fois plus loin de Jupiter que de l'autre étoile.Celle la plus à l'est était deux fois plus brillante que celle du centre alors que la nuit précédente elles m'étais apparues de même magnitude. J'admis ainsi qu'il y avait dans le ciel, sans aucun doute, des étoiles qui tournaient autour de Jupiter de la même façon que Mercure et Vénus tournent autour du Soleil..."

 

Ce n'est que le 13 janvier que Galilée put observer les quatre satellites simultanément. Il fit alors ce dessin : 

Cette découverte de Galilée allait bouleverser notre connaissance du système solaire : on avait un exemple de mouvement qui ne se faisait pas autour de la Terre. Et la Terre n'était plus une exception puisque Jupiter aussi avait des lunes qui le suivait dans son mouvement autour du Soleil. La Terre pouvait devenir une planète comme les autres tournant autour du Soleil. Il faut noter cependant qu'il ne s'agissait que d'une constatation observationnelle, pas d'une démonstration, les fondements de la dynamique et de la gravitation nécessaires pour cela, étant encore inconnus. 

Galilée appela ces étoiles les "astres de Médicis" ou astres médicéens (Medicea sidera) en l'honneur du prince de Médicis (cette appellation est encore en usage en Italie). Il leur donna les noms suivants : Principharus, Victripharus, Cosmipharus et Ferdinandipharus. Les noms de Io, Europe, Ganymède et Callisto furent donnés par Simon Marius en 1614 dans son "Mundus Jovialis". Simon Marius prétendit les avoir observés avant Galilée, dès novembre 1609. C'est possible, mais il ne comprit pas ce qu'il avait observé. Le terme de satellites qui vient du latin "satelles, satellitis" signifiant gardes ou escorte, fut donné par Ozanam. 

A la suite de cette découverte, comment Galilée identifia-t-il les quatre satellites et détermina-t-il leurs périodes de rotation autour de Jupiter. Le problème est moins simple qu'il n'y parait car il était impossible d'observer en permanence : le jour venait interrompre les observations (il n'y avait alors que 10 heures de nui), quand ce n'était pas les nuages... D'après les écrits de Galilée, celui-ci aurait identifié d'abord le satellite s'éloignant le plus de Jupiter et calculé ses positions pour identifier ensuite le suivant qui s'éloignait le plus de la planète, et ainsi de suite. Théoriquement, cette méthode marche (on peut l'essayer avec les éphémérides des satellites), mais pratiquement, les mesures de Galilée n'étaient pas assez précises pour cela : Galilée faisait des mesures avec une précision de l'ordre d'une minute de degré. On suppose que Galilée a utilisé le fait que les quatre satellites n'ont pas le même éclat, ce qui a facilité grandement leur identification qui fut faite au début de l'année 1611. 


 
 

Les éclipses 


Le 12 janvier 1610, alors qu'il observait les satellites de Jupiter, Galilée assista à une éclipse par Jupiter mais n'en comprit la signification qu'en 1612. Galilée établit le mouvement circulaire des satellites de Jupiter dès mars 1610. Pour pouvoir prédire les positions, il fallait construire des tables du mouvement et pour cela il était nécessaire de pouvoir en faire des observations de position précises. Malheureusement, les lunettes de l'époque ne le permettaient pas.

Les premières tables furent faites par Galilée en 1612 et Marius en 1614. ce n'est que dans les tables d'Hodierna en 1656 qu'apparaissent des latitudes des satellites au-dessus d'un plan de référence.  Hodierna effectue aussi des prédictions d'éclipses. En 1643 Fontana observa un passage d'ombre à la surface de Jupiter. On comprit tout l'intérêt des éclipses par Jupiter : l'observation ne nécessitait que de noter l'heure du phénomène et cela donnait une position précise du satellite puisqu'il entrait ou sortait de l'ombre de Jupiter. Une fois les prédictions d'éclipses réalisées, l'observation d'une éclipse permettait d'obtenir une heure commune à tous les observateurs terrestres et donc de déterminer la longitude du lieu d'où l'on observait. Cette méthode servit à de nombreux géographes pour cartographier des territoires inconnus mais ne servit pas à faire le point en mer, l'observation depuis le pont d'un navire étant trop difficile. lalande écrivit d'ailleurs en 1792 dans son "Astronomie" : "les satellites galiléens servent continuellement aux astronomes pour déterminer les différences de longitude entre les différens pays de la Terre". 


 

Les éclipses par Jupiter (on consultera la page qui leur est réservée) sont encore observée de nos jours. Elles ont cependant été supplantées par les observations photographiques directes de position dès la fin du XIXème siècle pour déterminer la position des satellites. L'observation d'une éclipse est en effet rendue imprécise du fait de l'atmosphère épaisse de Jupiter qui réfracte les rayons lumineux au bord de l'ombre de Jupiter. Par contre, l'observation de l'absorption de la lumière du satellite par l'atmosphère de Jupiter pendant une éclipse a servi à analyser cette atmosphère, comme cette observation de la chute de lumière d'un début d'éclipse observée dans un grand nombre de longueurs d'onde (figure ci-dessus).



Les éphémérides et la mécanique céleste 


Comme nous l'avons vu, l'importance des éclipses des satellites galiléens a encouragé les travaux de calcul de prédiction de ces évènements et de construction de tables du mouvement de ces corps. Après Galilée, Marius et Hodierna, Cassini publie en 1668 ses "tables du mouvement et de calcul des éclipses". Fondées sur un nombre important d'observations d'éclipses, ces tables étaient beaucoup plus précises que les précédentes mais furent améliorer encore en 1693, après que Roemer ait montré que la vitesse de la lumière était finie grâce aux observations d'éclipses de Io. En effet, la distance Terre-Jupiter varie au cours de l'année de 600 à 900 millions de kilomètres, ce qui fait que la lumière mettra de 30 à 50 minutes environ pour venir de Jupiter. les éclipses se produisant très régulièrement autour de Jupiter, ce décalage de 20 minutes fut vite remarqué par les observateurs : Roemer en déduisit que la lumière avait une vitesse finie qu'il calcula ainsi. 
En 1749, Bradley publie des tables et remarque l'inégalité de 437 jours de période dans le temps des éclipses des trois premiers satellites. Maraldi signale à cette époque l'action mutuelle des satellites et on commence à soupçonner les excentricités des orbites et la nature des inégalités. Wargentin va publier des tables améliorées en 1757. A cette époque, le mouvement des satellites est mis sous forme d'équations empiriques, purement cinématiques et Lalande peut dire dans la "Connaissance des Temps" de 1763 que "les inclinaisons et les noeuds des orbites éprouvent des variations qui sont encore peu connues. 
Mais au XVIIIème siècle, de Newton à Laplace, vont se mettre en place les principes de la dynamique et de la gravitation universelle. Tout va changer dans la modélisation des mouvements : on va pouvoir écrire des équations représentant des modèles dynamiques. Pour les satellites galiléens, le problème va être ardu et n'est pas encore complètement résolu aujourd'hui : toutes les difficultés de la mécanique céleste se retrouvent là. Tout d'abord, de nombreuses forces agissent sur les satellites : le Soleil, loin mais massif, l'aplatissemnt de Jupiter, la planète Saturne et aussi les interactions mutuelles entre les satellites. De ces interactions, va résulter une résonance qui va forcer le mouvement des satellites. Les trois premiers satellites ne se déplacent pas indépendamment les uns des autres, mais ont leurs longitudes L1, L2, L3 liées par la relation :  L1 - 3 L2 + 2 L3 = 180° Cette relation remarquable va entraîner que certaines configurations des satellites ne sont pas possibles, par exemple les trois premiers satellites ne peuvent être alignés d'un même côté de Jupiter. La figure suivante montre où doit être les troisième satellite quand J1 et J2 sont alignés avec Jupiter (a), J2 et J3 (b) et enfin J1 et J3 (c). 

Les satellites ont bien évidemment tendance à échapper à cette contrainte mais ils ne peuvent s'en éloigner de plus d'un degré : la résonance les ramène à leur configuration imposée. 
A partir des équations dynamiques, les tables (ou éphémérides) vont progresser rapidement : les premières théories sont dûes à Bailly et à Lagrange en 1766, puis vient celle de Laplace, la plus complète en 1788. En 1791, Delambre construit des tables à partir de la théorie de Laplace et de l'observation de plus de 6000 éclipses. 



Le XIXème siècle :  


Le XIXème siècle fut l'âge d'or de la mécanique céleste et de l'observation astrométrique. Du point de vue théorique, Damoiseau améliora les travaux de Laplace pour publier des éphémérides et prédictions d'éclipses d'une meilleure précision. Nouvelle amélioration par Souillart en 1880. Vient ensuite le travail monumental de Sampson qui réalise une théorie analytique complète du mouvement des satellites galiléens, théorie qui servit à construire les éphémérides dès la fin du XIXème siècle mais qui ne fut publiée qu'en 1921 du fait de la complexité de la tâche. Il faut noter à ce sujet que la construction d'une théorie analytique, c'est-à-dire la construction d'une solution du système d'équations différentielles décrivant le mouvement des satellites -solution dont on démontre qu'elle n'existe pas et que l'on n'en aura jamais qu'approchée et non exacte-, était la seule méthode à l'époque. Aujourd'hui, les ordinateurs nous permettent de construire des solutions purement numériques plus faciles à obtenir mais qui ont l'inconvénient d'être difficilement extrapolables dans l'avenir. Malgré cela, la théorie de Sampson est toujours en usage de nos jours. 
Parallèlement aux travaux théoriques, les observations progressent : les éclipses sont datées avec plus de précision. Les satellites se déplaçant avec une vitesse de 10km/seconde environ, on voit qu'une erreur de 30 secondes sur l'heure d'une éclipse correspond à une erreur de 300km dans l'orbite du satellite. Dès la fin du XIXème siècle, l'observation des éclipses devient photométrique, c'est-à-dire que que la baisse ou l'augmentation d'éclat au cours d'un début ou d'une fin d'éclipse n'est plus seulement évaluée selon des critères propres à chaque observateur mais mesurées par comparaison avec des références photométriques bien calibrées. La progression de la taille et donc de la puissance des instruments a aussi permis d'effectuer des mesures directes de position en dehors des périodes d'éclipses. L'observation consistait à mesurer l'angle séparant deux satellites à un instant donné ainsi que l'angle de position de la droite joignant les satellites. On utilisait un micromètre permettant de mesurer des petits angles sur le ciel. Ce type d'observation fut introduite par Bouguer dès 1748 puis Fraunhofer mais le meilleur instrument construit pour cela fonctionna surtout vers 1896 à l'observatoire du Cap en Afrique du Sud, instrument appelé héliomètre car il servit aussi à mesurer le diamètre du Soleil (l'héliomètre avait un objectif coupé en deux parties qui glissaient le long de leurs diamètres; on obtenait deux images que l'on mettait en coïncidence et on lisait la mesure sur les cercles gradués). Les daguerréotypes, inventés en 1837, ne servirent pas à observer les satellites de Jupiter (seulement le Soleil et la Lune). Par contre, les plaques au collodion, puis celles au gélatino-bromure permirent la photographie d'astres plus faibles. Par rapport aux observations micrométriques, la photographie permettait de conserver l'image et de la mesurer tranquillement après l'observation, même si sa précision n'était pas meilleure, à puissance instrumentale égale. Pour obtenir des plaques photographiques de qualité, les instruments construits pour l'observation visuelle ne pouvaient convenir : les objectifs durent être achromatisés (l'oeil n'est pas sensible dans la même couleur que les plaques photographiques) et le suivi amélioré pour permettre les poses longues. Aussi, la photographie astronomique ne prit son essor que lorsque les frères Henry proposèrent leur réfracteur dit "Equatorial photographique de la Carte du Ciel" de 33cm d'ouverture et de 3m 43 de longueur focale. Les observations photographiques des satellites galiléens purent commencer dans les années 1880-1890 parallèlement aux observations d'éclipses améliorées et se continuèrent jusque dans les années 1920-1930. Curieusement les observations photographiques ne servirent pas, à l'époque, à améliorer les éphémérides : leur précision était limitée du fait de la courte focale des réfracteurs dits "de la carte du Ciel" plutôt fait pour mesurer des grands champs alors que les satellites galiléens restaient groupés autour de Jupiter, trop brillant. Il aurait fallu des instruments de plus grande longueur focale pour agrandir le champ des satellites galiléens mais la faible sensibilité des plaques photographiques de l'époque ne l'aurait pas permis. Les observations faites à l'héliomètre, bien que plus précises que les observations d'éclipses, ne servirent pas non plus à améliorer les éphémérides. On consultera les pages sur l'instrumentation de l'observation astrométrique ainsi que celles sur les télescopes pour plus de détails sur les techniques utilisées. 



 

La période moderne : les premières observations physiques 


Après les travaux de grande ampleur du XIXème siècle et les observations nombreuses réalisées à cette époque, l'étude dynamique des satellites galiléens va s'arrêter dans les années 1920 : on estime ne pas pouvoir aller plus loin (on pense avoir une précision de l'ordre de 800km sur leurs positions) et on va s'intéresser à leur nature. L'astrophysique qui étudie les rayonnements émis par les astres prend alors son essor. L'augmentation de la puissance des instruments va permettre de tenter de voir des détails à la surface des satellites. Malheureusement l'observation ne peut être que visuelle et les satellites ont un diamètre apparent bien faible, diamètre que l'on pourra déterminer lors des occultations par la Lune. On peut mesurer par contre la quantité de lumière réfléchie par les satellites et on constate qu'ils sont particulièrement brillants, surtout Io et Europe. La mesure de cette lumière se fait par effet photoélectrique et on peut étudier sa variation dans le temps. On mettra ainsi en évidence la rotation synchrone des satellites (ils présentent toujours la même face à Jupiter). La détermination de leur densité va faire appel aux études dynamiques. C'est en mesurant les perturbations mutuelles des satellites les uns sur les autres que l'on déterminera leurs masses et, de là, leur densité. Les mesures réalisées en 1928 se sont révélées faites avec une erreur de 20%, ce qui est très honorable vue la difficulté. dans les années 1950 les techniques s'améliorent, les mesures sont plus précises. Photométrie, polarimétrie et spectrophotométrie (voir les pages qui leur sont consacrées) se développent. On mesure les couleurs, on recherche des atmosphères. Dans les années 1960, on suggère l'existence d'eau à la surface d'Europe et de Ganymède; on remarque la brillance élevée de Io dans le rouge et certains auteurs vont même envisager du volcanisme engendré par les puissants effets de marée de Jupiter sur Io. 


 

La période moderne : le renouveau des études dynamiques 


L'avènement des techniques spatiales dans les années 1960 va bouleverser les observations. Envoyer une sonde à proximité de Jupiter et de ses satellites est la meilleure façon d'obtenir des observations d'une qualité qui n'est pas envisageable avec un instrument sur le sol terrestre. La préparation des missions spatiales va amener les astronomes à se pencher sur les éphémérides de position de ces corps. Dans les années 1970, des campagnes d'observation sont lancées. On utilise alors des réfracteurs à longue focale associés à des plaques photographiques très sensibles. On utilise un filtre neutre pour masquer Jupiter, trop éblouissant, et on obtient des positions astrométriques beaucoup plus précises que celles du début du siècle. On s'aperçoit alors que les théories sont loin d'avoir conservé la précision que leurs auteurs annonçaient au début du siècle. La précision des éphémérides n'est plus que de 3000km! Des chercheurs du Jet Propulsion Laboratory (aux USA) et du Bureau des longitudes (en France) vont reprendre la théorie de Sampson publiée en 1921 pour la programmer sur ordinateur et pour tenter d'en corriger les défauts, en particulier ceux dus au fait que tous les calculs étaient faits à la main à l'époque. les observations sont menées systématiquement tous les ans afin de constituer une base de données à même de permettre la construction d'éphémérides à l'aide de la théorie de Sampson "rénovée". Toutes les observations anciennes photographiques et héliométriques de bonne précision qui n'avaient pas servi seront analysées à nouveau et utilisées avec les nouvelles. 
Les études dynamiques concernant les satellites galiléens ne sont pas pour autant terminées : des inconnues subsistent, telle la détermination d'une éventuelle accélération (ou décélération) du mouvement de Io, proche de Jupiter. Quelle est l'influence du tore de poussière dans lequel orbite Io ?  La théorie ne peut estimer cet effet quantitativement et seules des observations encore plus précises pourront nous permettre de détecter cet effet. 



 

La période moderne : le renouveau des observations terrestres 


Outre les séries d'observations photographiques qui ont été effectuées dans les années 1970, d'autres types d'observations ont été étudiées puis pratiquées ou sont envisagées pour l'avenir.. 
Difficiles à prévoir et à observer avant l'apparition des ordinateurs, l'observation des phénomènes mutuels des satellites est une mine d'informations : obtention de positions avec une précision de quelques millisecondes de degré là où les autres types d'observation ne donnent que le dixième de seconde de degré, obtention de données sur la nature des surfaces, détection des volcans de Io. Des campagnes d'observation internationales ont été organisées pour ces phénomènes nécessitant des récepteurs photométriques à but astrométrique. 
L'apparition des CCD a permis de réaliser plus facilement les observations, ces récepteurs permettant aussi bien l'observation des positions que celle des phénomènes. 
Signalons enfin la mesure de distance Tere-satellite grâce aux tirs radar sur les satellites galiléens. En effet, il est impossible d'effectuer des tirs radar sur Jupiter qui ne réfléchit pas les ondes alors que les satellites sont accessibles. ces tirs ont été effectués grâce au radiotélescope d'Arecibo à Porto-Rico. 

Les volcans de Io découverts par la sonde Voyager ont été l'objet d'observations réalisées du sol. Les deux sondes Voyager ont survolé Io et les volcans détectés n'étaient pas tout à fait les mêmes pour les deux sondes : l'activité volcanique était tellement forte que les volcans changeaient d'aspect en très peu de temps. des phénomènes variables aussi rapidement méritaient d'être observés régulièrement depuis la Terre. 
La première méthode utilisée a été celle de l'occultation de Io par un autre satellite. Ces phénomènes n'arrivent que tous les six ans et il fallait profiter des opportunités. des observations du flux et de la position des volcans ont été faites ainsi. 
La deuxième méthode est celle de l'observation directe d'images infrarouge de la surface de Io. Grâce aux techniques d'optique adaptative, des images de cette surface ont été obtenues comme on le voit ci-dessous.  On trouvera ici une animation montrant les volcans de Io au cours d'une révolution du satellite autour de Jupiter avec un passage dans l'ombre de la planète. Cette observation a été réalisée avec le système AO du télescope Keck. 

Crédit : F. Marchis/ESO
Ci-dessus l'aspect de Io le 20 octobre 1996  montrant les volcans visibles.


Crédit : F. Marchis/ESO
Io le 20 octobre 1996 bande L'
Ci-dessus Io observé avec le système ADONIS/COMIC en infrarouge : le volcan Loki, actif, est très visible.


La période moderne : ce que les sondes spatiales nous ont appris sur la physique des satellites 

Les sondes spatiales qui ont approché le système de Jupiter et observé les satellites galiléens sont à l'origine d'une des plus grandes moissons de données pour l'exploration du système solaire. Des mondes nouveaux, très différents de ce que l'on connaissait jusqu'alors nous ont été révélés. Voyons ce que l'on en connait aujourd'hui après le passage de plusieurs sondes spatiales dans leur environnement. 

Io :  
La proximité de Jupiter influence fortement Io : avant même que la sonde Voyager envoie les images spectaculaires que nous connaissons, certains avaient suggéré que les forces de marée de Jupiter sur la surface de Io pouvaient la déformer suffisamment pour créer un volcanisme actif. Les observations infrarouges révélaient également que la surface de ce satellite était plus chaude que prévu. 

Les photos de Voyager ont effectivement révélé neuf volcans extrêmement actifs, certains éjectant de la matière jusqu'à 300 kilomètres d'altitude. Outre les forces de marée de Jupiter, les perturbations gravitationnelles d'Europe et de Ganymède déforment la surface de Io d'une centaine de mètres (à titre de comparaison, la Lune et le Soleil n'ont un effet que des quelques dizaines de centimètres sur la Terre) et l'on comprend le réchauffement de la surface. La température de surface est de 130K (-143°C) et celle des volcans ou des points chauds est de 290K (+17°C). 

Crédit : C.J. Hamilton/JPL, NASA
Image prise par Voyager le 4 mars 1979 montrant le volcan P3 Prométhée en éruption vue sur le limbe de Io.
Crédit : C.J. Hamilton/JPL, NASA.
La montagne "Haemus Mons" située près du pôle Sud de Io.  Sa base mesure 100 x 200 km et certains de ses sommets atteignent 10 km d'altitude.

Io est composé de roches contenant un peu de fer, sa surface, recouverte de soufre et de dioxyde de soufre, présente, outre des volcans, des points chauds et des épanchements de lave, un relief montagneux pouvant atteindre 10 kilomètres d'altitude. L'intérieur du satellite est probablement composé d'un noyau fer-nickel entouré d'un manteau rocheux comme les mesures de la sonde Galiléo le laisse penser. 
Io interagit de plus violemment avec la magnétosphère de Jupiter qui arrache de la matière (une tonne par seconde!) qui va former un tore autour de Jupiter. 

Europe :  
Bien que différent de Io, Europe présente cependant également des caractéristiques étonnantes : c'est un corps sans relief dont la surface est faite d'une croûte de glace d'eau d'une épaisseur de 5 kilomètres sous laquelle on trouve un océan d'une profondeur de 50 kilomètres. Plus profondément se trouve un manteau rocheux puis un noyau fer-nickel. 
La surface d'Europe ne présente aucun relief marquant. On note aussi l'absence de cratères. Les impacts météoritiques ont cependant éjecté de la matière plus sombre présente en surface. Les cratères sont probablement comblés rapidement par des éruptions de glace jaillissant des fractures de cette banquise, créées, elles-aussi par des forces de marée. 

Ganymède :  
Ganymède est le plus gros des satellites galiléens. Sa densité plus faible suggère un gros noyau rocheux entouré d'un manteau de glace et de silicates. La croûte de surface est rocheuse mais contient aussi de la glace d'eau. Les mesures de champ magnétique réalisée par Galileo suggère un important océan d'eau salée sous la croûte de surface. 
La surface de Ganymède présente un relief important de vallées, de montagnes, et de cratères ayant éjecté de la glace du sous-sol. La température de surface varie de 90 à 160K (-113 à -183°C). 

Callisto :  
Callisto se caractérise par une surface très ancienne (4 milliards d'années!) présentant un nombre de cratères considérable (la plus grande densité de tous les corps du système solaire). Cette surface est composée de roches et de glaces et ne présente pas de reliefs importants. Les cratères d'impact sont entourés d'anneaux concentriques et la glace éjectée lors de ces impacts forme des zones claires sur la surface. 
La faible densité de Callisto et les mesures de Galiléo laissent penser que la croûte a 200 kilomètres d'épaisseur au-dessus d'un océan de 10 kilomètres de profondeur entourant un noyau intérieur qui ne présente pas une conformation uniforme. 

Les dessins ci-dessous montrent l'intérieur des satellites galiléens. d'après les mesures effectuées par la sonde Galileo. L'eau est indiquée en bleu. 


Crédit : JPL/NASA

Crédit : J.E. Arlot/IMCCE