Europe (lune)

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Europe (lune)

Présentation générale du satellite

Europe (J II Europa) est une des quatre lunes galiléennes, observées pour la première fois le 7 janvier 1610 par Galilée. C'est Simon Marius qui la nomma en l'honneur d'Europe, princesse phénicienne, ravie sur une plage de Sidon par Zeus métamorphosé en taureau blanc. De leur union naquirent Minos, Rhadamanthe et Sarpédon. Europe est le second et le plus petit des quatre satellites galiléens de Jupiter (son rayon de 1565 km correspond à 90% du rayon de notre Lune). C'est également le corps le plus lisse du système solaire. Comme ses frères joviens (Io, Ganymède et Callisto), Europe est un corps tellurique de composition globale chondritique. Les observations spectrales terrestres révèlent que la surface d'Europe est constituée en majeure partie de glace d'eau (albédo=0.64). Les données acquises par les sondes Voyager autour des années 80 confirment et même révèlent de grandes disparités entre les quatre satellites galiléens, suggérant un rôle prédominant de l'effet des marées joviennes qui soumettent les satellites à d'énormes forces gravitationnelles.
- Sur Io, le plus proche satellite par rapport à Jupiter, les marées entraînent un intense volcanisme de silicates.
- Europe, situé un peu plus loin, est couvert d'une croûte de glace fracturée et déformée en tous points de sa surface faiblement parsemée de cratères d'impacts météoritiques. Ce constat témoigne de l'existence d'importants mouvements tectoniques (horizontaux et verticaux) dans la croûte de glace et d'un renouvellement de la surface. On en reparlera plus loin, l'hypothèse du maintien d'un océan liquide profond sous la croûte glacée fut avancée et discutée très tôt par certains auteurs (Cassen, Peale et Reynolds notamment à la fin des années 70). Cette théorie évoquée en janvier 1980 dans le magazine américain Star & Sky par Richard C. Hoagland a retenu l'attention de membres de la NASA (Dr. Robert Jastrow). L'écrivain Arthur C. Clarke la popularisa dans les 3 derniers tomes de sa tétralogie des Odyssées, suites de son célèbre roman 2001, l'odyssée de l'espace.
- Ganymède, encore plus loin, présente à la fois des régions où la surface semble relativement jeune et dominée par de larges structures linéaires en extension (ouverture et création de surface nouvelle), et des régions constellées de cratères d'impacts indiquant une surface relativement ancienne.
- Enfin, Callisto, satellite galiléen le plus éloigné de Jupiter, est caractérisé par une surface cratérisée dénuée de toute trace d'activité tectonique.

La structure interne d'Europe

Le moment d'inertie d'Europe (C/MR²=0.347) indique une répartition radiale des masses non homogène: Europe est un corps différencié. Ceci signifie que la structure interne d'Europe est constituée d'une succession d'enveloppes de compositions différentes. Depuis le centre vers la surface, on distingue successivement un probable noyau métallique entouré d'un manteau silicaté lui-même enveloppé d'une couche externe d'eau (H2O) de 70 à 140 km d'épaisseur selon les modèles. Les faibles températures de surface (de l'ordre de 100 degrés Kelvin, soit -173 degrés Celsius) impliquent la cristallisation de cette couche externe d'eau en une croûte de glace. Néanmoins, la proximité du corps massif qu'est Jupiter soumet Europe à de fortes déformations liées aux effets de marée. Les frottements internes, notamment aux limites de couches, engendrés par ces importantes déformations provoquent une forte dissipation thermique. Cette source de chaleur supplémentaire permettrait de maintenir un océan liquide sous une croûte de glace superficielle. La présence d'eau liquide, longtemps sujette à débats, fait actuellement l'objet d'un large consensus dans la communauté scientifique concernée. De nombreuses approches confirment en effet l'existence passée et même actuelle d'un océan liquide sous la croûte de glace superficielle:
- analyse des structures "géologiques" de surface,
- méthodes géophysiques (champ magnétique propre notamment),
- modélisation des flux thermiques,
- spectrométrie NIMS (Near-Infrared Mapping Spectrometer embarqué à bord de Galileo) révélant des signatures spectrales caractéristiques de sels de magnésium et de sodium en surface,
- production de givre sur la base d'observations au spectromètre ultra-violet embarqué (UVS),
- âge moyen de la surface plutôt jeune (30 à 70 millions d'années selon Zahnle et al. 2003), comparable et même inférieur à celui de la croûte océanique terrestre ! Les caractéristiques de la croûte de glace sont en revanche toujours des sujets de débats. L'une des questions qui anime bon nombre de planétologues concerne les modalités du transfert thermique. Le processus d'évacuation de la chaleur interne (produite par désintégration des éléments radioactifs du manteau et du noyau + les effets de marées) peut être de deux types: conductif (simple diffusion de la chaleur de proche en proche sans mouvement de matière) ou convectif (la glace va "transporter" la chaleur vers la surface, comme les bulles d'huile colorée d'une lampe à magma, avant de se refroidir et de redescendre vers la base de la croûte de glace). La seule réponse à cette question conditionne également l'estimation de l'épaisseur, de la structure et même de la composition chimique de la croûte de glace d'Europe. Il faut noter que de nombreuses approches (observation, modélisation) confirment qu'un transfert convectif de la chaleur a récemment existé (et existe même peut-être encore actuellement) dans la croûte de glace. Certaines structures "géologiques" imagées par les sondes Voyager puis Galileo à la surface d'Europe fournissent de bonnes illustrations de ce phénomène. Finalement le débat concernant la croûte de glace oppose deux écoles: les partisans d'une croûte plutôt fine et conductive (
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