Io (lune)

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Io Jupiter I
Photographie de Io, prise en 1999 par la sonde Galileo.
Type	Satellite naturel de Jupiter
Caractéristiques orbitales (Époque 16 janvier 1997[1])
Demi-grand axe	421 800 km[1]
Périapside	420 000 km[N 1]
Apoapside	423 400 km[N 1]
Excentricité	0,004 1[1]
Période de révolution	1,769 d[1]
Inclinaison	0,036°[1]
Caractéristiques physiques
Diamètre	3 643,2±1,0 km[2]
Masse	8,93 × 1022 kg
Masse volumique moyenne	3,528±0,006 × 103 kg/m3[2]
Gravité à la surface	1,80 m/s2
Vitesse de libération	2,6 km/s
Période de rotation	1,769 d synchrone
Magnitude apparente	5,02 à l'opposition
Albédo moyen	0,63 ± 0,02[2]
Température de surface	moyenne : 130 K min : 80 K max : 2 000 K
Caractéristiques de l'atmosphère
Pression atmosphérique	Traces
Découverte
Découvreur	Galilée
Date de la découverte	8 janvier 1610[3]
Désignation(s)
Nommé d'après	Io (mythologie)
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Io, ou Jupiter I, 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 421 800 km et une période de révolution d'environ 42 heures. 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 400 volcans actifs, Io est l'objet le plus géologiquement 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 — notamment Europe et Ganymède avec lesquelles elle est en résonance orbitale. 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 500 km 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 100 montagnes 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 3,5 fois 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 XVII^e et XVIII^e siècles, Io joue un rôle important dans le développement de l'astronomie. Observée pour la première fois en janvier 1610 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 XIX^e siècle, 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.

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