Absence d'océan de magma peu profond sur Io

Io est la lune galiléenne la plus proche de Jupiter, exécutant une orbite autour de la planète géante toutes les 42h30. Son diamètre est de 3 643 km et sa densité de 3 528 kg/m³, ce qui la rend environ 5 % plus grande en diamètre et en densité que la Lune. En raison de l'orbite excentrique de Io, sa distance par rapport à Jupiter varie d'environ 3 500 km, ce qui entraîne des variations très importantes de l'attraction gravitationnelle de Jupiter. À l'instar des marées sur la Lune provoquées par la Terre, ces variations gravitationnelles, ces effets de marée, entraînent des déformations sur Io, qui seraient la principale source d'énergie de l'intense activité volcanique et des émissions infrarouges qui sont observées à sa surface. La quantité d'énergie dissipée à l'intérieur de Io est immense, avec une puissance totale de l'ordre de 100 TW...

Depuis des décennies, on suppose que ce réchauffement extrême dû aux marées pourrait être suffisant pour faire fondre une fraction substantielle de l'intérieur d'Io, formant vraisemblablement un océan de magma souterrain global. On pense d'ailleurs que de nombreux mondes ont possédé des océans de magma au début de leur évolution - notamment la Lune primitive, dont on pense qu'elle a eu un océan de magma peu profond au cours des 100 premiers millénaires, causé par l'impact géant qui lui a donné naissance. Le volcanisme extrême d'Io suggère fortement l'existence d'un intérieur au moins partiellement en fusion.

La question de savoir si l'intérieur de Io contient ou non un océan de magma global peu profond est restée en suspens depuis la découverte du volcanisme de Io. Il existe en fait deux modèles pour l'intérieur de Io : un intérieur partiellement fondu mais principalement solide, ou bien un intérieur avec un océan magmatique global. Un noyau métallique avait également été indiqué par des mesures gravitationnelles il y a quelques années, et serait dans ce cas probablement liquide. L'existence d'un océan magmatique global a été prédite grâce à deux types d'analyse. La première repose sur des mesures d'induction magnétique de la mission Galileo qui ont suggéré l'existence d'un océan de magma à l'intérieur d'Io, avec l'hypothèse d'une couche superficielle proche d'environ 50 km d'épaisseur avec plus de 20% de matière fondue - bien que les résultats aient fait l'objet d'un débat substantiel. Et puis plus récemment, la cartographie globale des volcans de Io par Juno a été utilisée pour montrer que la distribution du flux de chaleur volcanique est cohérente avec la présence d'un océan magmatique global. 

Pour tenter de trancher la question, Ryan Park (Jet Propulsion Laboratory, NASA) et ses collaborateurs qui exploitent la sonde Juno, ont décidé d'utiliser une nouvelle méthode, fondée sur la mesure de la réponse de Io aux effets de marée, donc sa déformabilité. Il s'agit  d'un diagnostic clé pour distinguer si Io a un océan magmatique global ou un océan magmatique peu profond. 

Si Io a un océan de magma, la réponse de marée doit être grande (et inversement elle doit être petite si il ne possède pas d'océan de magma). La réponse de marée de Io peut être quantifiée par un nombre complexe qu'on appelle le nombre de Love gravitationnel k2=Re(k2)+i.Im(k2). La composante réelle Re(k2) caractérise la réponse en phase, qui est définie comme le rapport entre le potentiel gravitationnel imposé par Jupiter et le potentiel induit par la déformation de Io. La partie imaginaire de la réponse de marée Im(k2) est souvent définie comme -|k2|/Q, où Q est le facteur de qualité de la dissipation, et est une mesure de la quantité de chaleur que Io devrait générer. Des études antérieures ont utilisé des mesures astrométriques pour déterminer |k2|/Q, mais n'ont pas pu déterminer Re(k2) indépendamment. 

La méthode de Park et ses collaborateurs repose sur la mesure très précise du mouvement de la sonde Juno (qui explore le système jovien depuis la mi-2016) lors de ses survols rapprochés de Io. Ce faisant, on peut déterminer le champ de gravité d'un corps perturbateur. En juin 2024, Juno avait effectué un total de 62 orbites autour de Jupiter, et les données acquises au cours de cette période ont été utilisées pour améliorer la compréhension de l'environnement dynamique de Jupiter, en particulier les orbites des satellites galiléens ainsi que le champ de gravité et l'orientation de Jupiter. Les deux survols de Io sont dénommés I57 et I58, et ont eu lieu respectivement le 30 décembre 2023 et le 3 février 2024. I57 a notamment fourni une occasion unique d'acquérir les données de gravité pour l'hémisphère nord d'Io. Les deux survols ont eu lieu à des altitudes d'environ 1500 km et ont fourni des données Doppler de proximité, avec une précision 10 fois plus grande que celle des données Doppler qu'avait obtenue la sonde Galileo. Park et ses collaborateurs ont combiné les données de Juno avec les données précédemment acquises de Galileo, ainsi que les observations astrométriques. Ils ont ainsi pu déterminer Re(k2) = 0,125 ± 0,047 et Q = 11,4 ± 3,6, ce qui donne |k2|/Q = -Im(k2) =0,0109 ± 0,0054. 

Sans océan magmatique, Re(k2) peut être aussi petit qu'environ 0,1; avec un océan magmatique, Re(k2) n'est jamais inférieur à 0,8 lorsque la hauteur de la couche liquide h=50 km parce que l'effet de découplage de la couche liquide conduit à une plus grande réponse de la marée. Ces résultats fournissent donc des preuves solides démontrant qu'il n'existe pas d'océan magmatique souterrain global peu profond capable d'être la source de l'activité volcanique de Io. Un manteau supérieur viscoélastique plus épais recouvrant l'océan magmatique réduira la déformation de la surface. Les chercheurs montrent qu'un manteau supérieur de 250 km d'épaisseur réduit Re(k2), mais pas suffisamment pour satisfaire les mesures de Juno. Cependant, un manteau supérieur d'une épaisseur d'environ 500 km peut reproduire à la fois les valeurs de Re(k2) et |k2|/Q mesurés. Dans le cas d'un océan magmatique sous un manteau viscoélastique, le résultat montre que l'épaisseur du manteau doit dans tous les cas être supérieure à 318 km.

Les résultats de Juno n'excluent donc pas la possibilité d'un océan magmatique profond existant à une profondeur supérieure à 318 km, mais un océan magmatique profond ne pourrait pas être la source de l'activité volcanique d'Io. Les chercheurs notent qu'un océan magmatique très mince (< 2 km) et peu profond pourrait aussi produire une petite valeur de Re(k2) compatible avec les observations, mais Park et ses collaborateurs rappellent que la topographie de surface de Io a des amplitudes d'environ 1 km et que les variations isostatiques devraient résulter en une topographie basale d'au moins quelques kilomètres, dépendant du contraste de densité. Dans ce cas, pour un océan magmatique très fin, l'océan magmatique ne serait plus global. Ils en concluent qu'un océan magmatique global et peu profond est exclu par les résultats de Juno.

Comme on s'attend à ce qu'un océan magmatique global profond découple mécaniquement la croûte, Park et ses collaborateurs ont aussi étudié la possibilité de mesurer les librations diurnes de la surface pour fournir des contraintes supplémentaires. Leur analyse montre que les distributions de probabilité a posteriori des amplitudes de libration pour les cas avec et sans océan magmatique se chevauchent de manière significative. Pour un scénario sans océan magmatique, l'amplitude de libration varie de 250 à 268 m. Pour le scénario avec océan magmatique, l'amplitude de libration pourrait être plus importante, allant de 261 à 317 m. 

Les résultats de Park et ses collaborateurs indiquent donc qu'il n'existe pas d'océan magmatique global peu profond sur Io. Sur Terre, les matières fondues profondes peuvent être plus denses que le manteau environnant et restent donc séquestrées dans un océan de magma basal. Sur Io, en revanche, les pressions sont beaucoup plus faibles, de sorte que l'on s'attend à ce que la fonte du manteau soit toujours moins dense que le manteau solide qui l'entoure. Le magma aura donc tendance à remonter, rendant le maintien d'un océan magmatique profond dynamiquement problématique. Inversement, si les masses fondues sont denses (par exemple, si elles sont suffisamment riches en fer), avec un océan magmatique profond, il serait difficile d'expliquer comment une telle masse fondue pourrait remonter et entrer en éruption. 

Ces considérations font dire à Park et son équipe que le volcanisme qui est observé à la surface d'Io ne proviendrait pas d'un océan magmatique global. Bien qu'on ne puisse pas exclure totalement l'existence d'un manteau hétérogène dans lequel se trouvent à la fois des matières fondues denses et profondes et des magmas éruptifs flottants, aucune observation actuelle ne confirme l'existence d'une couche de matière fondue profonde. 

Comment la Lune primitive a-t-elle pu conserver un océan de magma peu profond pendant une période relativement longue, alors que Io, qui est continuellement chauffé par les marées, ne le fait pas ? Selon Park et ses collaborateurs, il il y a deux possibilités : premièrement l'absence relative de volatiles sur la Lune pour alimenter les éruptions, et deuxièmement la présence d'une croûte anorthositique de faible densité, qui empêche la migration de la matière en fusion vers le haut et l'éruption. L'océan magmatique de la Lune a été formé par un impact géant; mais en l'absence d'un tel événement catastrophique, le chauffage par les marées seul semble insuffisant pour permettre à un tel océan de magma de se développer sur Io.

Il est important de comprendre le chauffage par les marées en tant que cause principale des océans dans notre système solaire, tels que ceux sur Europe et Encelade, et potentiellement au delà. Bien que les planétologues supposent généralement qu'un chauffage intense dû aux marées peut conduire à des océans de magma, l'exemple d'Io montre que ce n'est pas nécessairement le cas. Les arguments qui impliquent que Vesta ou d'autres astéroïdes très précocement créés ont formé des océans de magma à partir du chauffage par désintégration radioactive de l' 26Al doivent également être réexaminés selon les chercheurs. La migration rapide de la matière fondue et l'éruption peuvent entraver le développement des océans de magma, à moins qu'il n'existe une barrière au mouvement ascendant. De telles barrières existaient probablement sur la Lune primitive, ainsi que sur les satellites glacés, où la  masse fondue (l'eau) est plus dense que la croûte (la glace) et où les océans sont fréquents.

Pour résumer les résultats de cette étude : ni le volcanisme silicaté superficiel intense observé sur Io, ni son chauffage extrême par les marées de Jupiter n'impliquent un océan magmatique peu profond sur Io comme on pouvait s'y attendre. Le 24 novembre 2024, la sonde Juno a effectué son 66ème survol des sommets nuageux de Jupiter. Sa prochaine approche de la géante gazeuse aura lieu le 27 décembre, la sonde s'approchera alors à environ 3 500 kilomètres au-dessus des nuages de Jupiter et aura parcouru 1,039 milliard de kilomètres depuis son entrée dans l'orbite de la géante gazeuse en 2016.

Quant à Io, les profondeurs du corps le plus volcanique du système solaire continueront à n'en pas douter à être sondées à partir d'autres mesures, telles que l'obliquité, la précession, la nutation, et le champ de gravité à haute résolution.

Source

Io’s tidal response precludes a shallow magma ocean

R. S. Park, et al.

Nature (12 december 2024)

https://doi.org/10.1038/s41586-024-08442-5

Illustrations

1. Io imagé par Juno (NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS Image processing by Gerald Eichstädt)

2. Vue d'artiste de l'intérieur de IO sans océan magmatique (Sofia Shen / NASA / JPL / Caltech)

3. Ryan Park

Nouvelle cartographie des 373 volcans de Io, grâce à Juno

La première carte précise des volcans de Io (satellite de Jupiter) vient d’être publiée par des chercheurs américains après avoir exploité la sonde Juno en orbite jovienne. Au total, 343 sources de chaleur ont été identifiées à la surface du satellite jovien, portant son nombre de volcans connus à 373. Et les chercheurs observent une apparente disparité de la puissance des volcans entre les hémisphères et les pôles… L’étude est publiée dans The Planetary Science Journal.

On connaît depuis longtemps l’origine de l'activité volcanique sur Io : elle est alimentée par la dissipation des marées dans ses couches internes, qui sont induites par son mouvement autour de Jupiter. Io est ainsi le corps le plus volcaniquement actif du système solaire. Mais les estimations de l'énergie thermique totale émise par les sources volcaniques ont souvent été jusqu’à 10 fois plus importantes que celles expliquées par les modèles de chauffage par marée à l'équilibre. Les estimations du flux de chaleur par unité de surface couvrent donc une large gamme d'une région à l'autre.

Il faut se rappeler que l'évolution orbitale d'Io est étroitement liée à celles d'Europe et de Ganymède. La rétroaction cyclique entre l'évolution thermique et l'évolution orbitale devrait entraîner des oscillations synchronisées dans le chauffage par les marées des trois lunes avec des périodes de l'ordre de 100 millions d’années. La compréhension de l'évolution du système nécessite des observations spatiales des processus volcaniques, géophysiques et orbitaux d'Io pour comprendre son évolution thermique et orbitale. En même temps, Io est un laboratoire extraordinaire de la taille d'une planète qui permet d'examiner l'évolution de sa température avec son orbite.

Les données envoyées par la sonde Juno de la NASA depuis son orbite polaire autour de Jupiter ont révélé les volcans polaires d'Io dans l'infrarouge à des échelles spatiales allant jusqu'à 13 km/pixel. Les nouvelles détections de points chauds de son instrument Jupiter Infrared Auroral Mapper (JIRAM) ont été ajoutées par Ashley Davies (Jet Propulsion Laboratory) et ses collaborateurs aux analyses précédentes, pour créer une carte actualisée de l'émission thermique volcanique d'Io.

Les observations JIRAM obtenues entre le 27 mars 2017 (orbite PJ05) et le 1er mars 2023 (orbite PJ49) ont permis d'identifier 273 sources thermiques volcaniques actives et , chose nouvelle, de quantifier l'émission thermique des principaux volcans polaires d'Io. Les données JIRAM fournissent un instantané global de l'endroit où l'activité volcanique effusive à haute température (des silicates fondus) se déroule actuellement sur Io.

Les observations polaires de JIRAM sur Io ont permis de combler les lacunes de la carte de l'activité volcanique qui avait été initialement produite en 2015, pour créer la première carte véritablement globale de l'activité volcanique en cours sur Io, à partir des points chauds détectés.

Davies et ses collaborateurs trouvent de faibles corrélations entre la distribution longitudinale de l'émission thermique volcanique et les modèles de chauffage interne intégrés radialement. Les meilleures corrélations sont trouvées avec un chauffage par marée de l'asthénosphère peu profonde et des modèles d'océan de magma. Les corrélations négatives sont obtenues avec le modèle de chauffage du manteau profond.

Pour les chercheurs, la présence de volcans polaires soutient, mais ne confirme pas nécessairement, la présence d'un océan de magma sur Io. Davies et ses collaborateurs constatent que le nombre de volcans actifs par unité de surface dans les régions polaires n'est pas différent de celui des basses latitudes, mais que les volcans polaires de Io sont plus petits, en termes d'émission thermique, que ceux des basses latitudes. Les volcans polaires émettent deux fois moins d'énergie que les volcans des basses latitudes (le pôle nord à lui seul émet environ 44 % d'énergie en moins par unité de surface que celle émise aux basses latitudes). Par ailleurs, quand ils comparent les deux pôles, les chercheurs voient que l'émission thermique des volcans de la calotte polaire sud est deux fois moins importante que celle des volcans de la calotte polaire nord. Il existe donc des dichotomies apparentes en termes d'advection volcanique et de production d'énergie résultante à la fois entre les hémisphères subjoviens et antijoviens, entre les régions polaires et les latitudes inférieures, ainsi qu'entre les régions polaires nord et sud.

Les planétologues attribuent ces différences à d’éventuelles asymétries internes ou bien à des variations de l’épaisseur de la lithosphère de Io.

Lorsqu’on utilise le nombre de points chauds, plutôt que l'émission thermique volcanique, cela ne permet pas de différencier les modèles d'océan magmatique et d'asthénosphère. Les distributions des flux de chaleur volcanique et des points chauds ne sont pas compatibles avec les modèles actuels de chauffage par les marées et d'advection volcanique. Il devient clair que le flux de chaleur de Io n'est pas bien pris en compte par ces modèles et que le chauffage intérieur de Io est plus complexe qu'on ne le pensait, impliquant probablement un océan magmatique global ou partiel.

La mesure de la distribution de l'émission thermique de fond (c'est-à-dire qui n'émane pas manifestement de l'activité volcanique actuelle ou récente) est une mesure cruciale qui devrait fournir des contraintes supplémentaires pour la modélisation future de l'intérieur de Io. Dans l'état actuel des choses, la nouvelle carte de l'émission thermique volcanique de Io constitue néanmoins une condition limite importante que les modèles de flux de chaleur de Io doivent reproduire.

 

Source

New Global Map of Io's Volcanic Thermal Emission and Discovery of Hemispherical Dichotomies

Ashley Davies et al.

The Planetary Science Journal, Volume 5, Number 5 (27 May 2024 )

https://doi.org/10.3847/PSJ/ad4346

 

Illustrations

1. Les volcans de Io vus en infra-rouge par Juno (NASA/JPL)

2. Cartographie des volcans établie par les auteurs (Ashley Davies et al.)

3. Ashley Davies

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Photo composite prise jeudi 13 octobre à Pertuis, EOS1000D, 250 mm, 1 s pour Jupiter et 1/1000 s pour Lune, F/10, iso 400, composition avec ImageJ.

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