12.2 : Les lunes gaïléennes de Jupiter

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Décrivez les principales caractéristiques que nous pouvons observer à propos de Callisto et ce que nous pouvons en déduire
• Expliquer les preuves de l'activité tectonique et volcanique sur Ganymède
• Expliquez ce qui peut être à l'origine des caractéristiques inhabituelles de la surface glacée d'Europe
• Décrire les principales caractéristiques distinctives d'Io
• Expliquer comment les forces des marées génèrent l'activité géologique observée sur Europa et Io

De 1996 à 1999, le vaisseau spatial Galileo a traversé le système jovien suivant une trajectoire complexe mais soigneusement planifiée qui a permis des rencontres rapprochées répétées avec les grandes lunes galiléennes. (À partir de 2004, nous avons reçu une quantité encore plus importante d'informations sur Titan, obtenues grâce au vaisseau spatial Cassini et à sa sonde Huygens, qui ont atterri à sa surface. Nous incluons Titan, la seule grande lune de Saturne, ici à titre de comparaison.) \(\PageIndex{1}\)Le tableau résume quelques informations de base sur ces grandes lunes (plus notre propre lune à des fins de comparaison).

Tableau\(\PageIndex{1}\) : Les plus grandes lunes

Nom	Diamètre (km)	Masse (Lune de la Terre = 1)	Densité (g/cm ^3)	Réflectivité (%)
Lune	3476	1,0	3.3	12
Callisto	4820	1,5	1,8	20
Ganymède	5270	2,0	1,9	40
Europe	3130	0,7	3,0	70
Io	3640	1.2	3.5	60
Titan	5150	1,9	1,9	20

Callisto : un monde ancien et primitif

Nous commençons notre discussion sur les lunes galiléennes par la plus éloignée, Callisto, non pas parce qu'elle est remarquable, mais parce qu'elle ne l'est pas. Cela en fait un objet pratique auquel d'autres mondes plus actifs peuvent être comparés. Sa distance de Jupiter est d'environ 2 millions de kilomètres et elle orbite autour de la planète en 17 jours. Comme notre propre Lune, Callisto tourne au même moment qu'elle tourne, de sorte qu'elle garde toujours le même visage vers Jupiter. Le jour de Callisto est donc égal à son mois : 17 jours. Sa température de surface à midi n'est que de 130 K (environ 140 °C sous le point de congélation), de sorte que la glace d'eau est stable (elle ne s'évapore jamais) à sa surface toute l'année.

Callisto a un diamètre de 4820 kilomètres, presque le même que celui de la planète Mercure (Figure\(\PageIndex{1}\)). Pourtant, sa masse n'est qu'un tiers plus grande, ce qui signifie que sa densité (la masse divisée par le volume) ne doit également être qu'un tiers plus grande. Cela nous indique que Callisto possède beaucoup moins de matériaux rocheux et métalliques que l'on trouve dans les planètes intérieures et doit plutôt être un corps glacé sur une grande partie de son intérieur. Callisto peut nous montrer comment la géologie d'un objet glacé se compare à celle d'un objet constitué principalement de roche.

Contrairement aux mondes que nous avons étudiés jusqu'à présent, Callisto ne s'est pas complètement différencié (séparé en couches de matériaux de densité différente). Les détails de son attraction gravitationnelle sur la sonde Galileo montrent qu'il n'a pas de noyau dense. Cela a surpris les scientifiques, qui s'attendaient à ce que toutes les grandes lunes glacées soient différenciées. Il devrait être plus facile pour un corps glacé de se différencier que pour un corps rocheux parce que la température de fonte de la glace est si basse. Seul un petit chauffage ramollit la glace et permet de démarrer le processus, permettant à la roche et au métal de s'enfoncer au centre tandis que la glace fondante remonte à la surface. Pourtant, Callisto semble s'être figé avant que le processus de différenciation ne soit terminé.

La surface de Callisto est recouverte de cratères d'impact, comme les hauts plateaux lunaires. La survie de ces cratères nous indique qu'un objet glacé peut conserver des cratères d'impact à sa surface. Callisto est unique parmi les objets du système solaire de la taille d'une planète en raison de l'absence apparente de forces internes susceptibles de provoquer des changements géologiques. On pourrait dire que cette lune est mort-née et qu'elle est restée géologiquement morte depuis plus de 4 milliards d'années (Figure\(\PageIndex{1}\)).

Figurine\(\PageIndex{1}\) : Callisto. (a) La grande lune la plus éloignée de Jupiter présente une surface fortement cratérisée. Les astronomes pensent que les zones claires sont principalement de la glace, tandis que les zones plus sombres sont des matériaux plus érodés et pauvres en glace. (b) Ces images à haute résolution, prises par le vaisseau spatial Galileo de la NASA en mai 2001, montrent les flèches glacées (en haut) à la surface de Callisto, avec de la poussière plus foncée qui a glissé vers le bas lorsque la glace s'érode et s'est accumulée dans les zones basses. Les flèches mesurent environ 80 à 100 mètres de haut. À mesure que la surface s'érode davantage, les flèches glacées finissent par disparaître, laissant les cratères d'impact exposés, comme le montre l'image du bas.

Lorsque nous pensons à la glace si éloignée du Soleil, nous devons prendre soin de ne pas juger de son comportement à partir de la glace beaucoup plus chaude que nous connaissons et aimons sur Terre. Aux températures du système solaire externe, la glace à la surface est presque aussi dure que la roche et se comporte de la même manière. La glace de Callisto ne se déforme pas et ne coule pas comme la glace des glaciers de la Terre.

Ganymède, la plus grande lune

Ganymède, la plus grande lune du système solaire, présente également de nombreux cratères (Figure\(\PageIndex{2}\)). Rappelons dans Other Worlds : An Introduction to the Solar System) que nous pouvons utiliser le dénombrement des cratères sur des mondes solides pour estimer l'âge de la surface. Plus il y a de cratères, plus la surface est exposée longtemps aux dommages causés par l'espace, et plus elle doit donc être ancienne. Environ un quart de la surface de Ganymède semble aussi ancienne et aussi densément cratérisée que celle de Callisto ; le reste s'est formé plus récemment, comme en témoignent la couverture clairsemée des cratères d'impact ainsi que la relative fraîcheur de ces cratères. Si l'on en juge par le nombre de cratères, ce terrain plus frais de Ganymède est un peu plus récent que le maria lunaire ou les plaines volcaniques martiennes, vieux de 2 à 3 milliards d'années.

Les différences entre Ganymède et Callisto ne se limitent pas à la profondeur de la peau. Ganymède est un monde différencié, comme les planètes terrestres. Les mesures de son champ de gravité nous indiquent que la roche a coulé pour former un noyau de la taille de notre Lune, surmonté d'un manteau et d'une croûte de glace. De plus, la sonde Galileo a découvert que Ganymède possède un champ magnétique, signature sûre d'un intérieur partiellement fondu. De l'eau liquide est très probablement emprisonnée à l'intérieur. Ganymède n'est donc pas un monde mort mais plutôt un lieu d'activité géologique intermittente alimenté par une source de chaleur interne. Certaines caractéristiques de surface peuvent être aussi jeunes que la surface de Vénus (quelques centaines de millions d'années).

Le terrain le plus jeune a été formé par des forces tectoniques et volcaniques (Figure\(\PageIndex{2}\)). À certains endroits, la croûte s'est apparemment fissurée, inondant de nombreux cratères d'eau provenant de l'intérieur. De vastes chaînes de montagnes se sont formées à la suite de la compression de la croûte, formant de longues crêtes avec des vallées parallèles espacées de quelques kilomètres. Dans certaines zones, des cratères d'impact plus anciens ont été divisés et arrachés. Il existe même des indications de mouvements crustaux à grande échelle similaires à ceux de la tectonique des plaques de la Terre.

Figure\(\PageIndex{2}\) : Ganymède. (a) Cette vue globale de Ganymède, la plus grande lune du système solaire, a été prise par Voyager 2. Les couleurs sont améliorées pour faciliter la détection des différences. Les endroits les plus sombres sont des régions plus anciennes et plus densément cratérisées ; les zones plus claires sont plus jeunes (à l'inverse de notre Lune). Les points les plus lumineux sont les sites d'impacts géologiquement récents. (b) Ce gros plan de la région de Nicholson sur Ganymède montre un ancien cratère d'impact (en bas à gauche) qui a été fendu et déchiré par les forces tectoniques. Sur le terrain sombre de Ganymède, une ligne de rainures et de crêtes semble traverser le cratère, déformant sa forme circulaire.

Pourquoi Ganymède est-il si différent de Callisto ? Il est possible que la faible différence de taille et de chauffage interne entre les deux ait entraîné cette divergence dans leur évolution. Mais il est plus probable que la gravité de Jupiter soit à l'origine de la poursuite de l'activité géologique de Ganymède. Ganymède est suffisamment proche de Jupiter pour que les forces de marée de la planète géante aient réchauffé son intérieur de façon épisodique et provoqué d'importantes convulsions sur sa croûte.

Une force de marée résulte de l'attraction gravitationnelle inégale exercée sur les deux côtés d'un corps. Dans une forme complexe de danse moderne, les grandes lunes de Jupiter sont prises dans l'emprise gravitationnelle variable de la planète géante et des autres planètes. Cela entraîne une flexion gravitationnelle ou un pétrissage en leur centre, ce qui peut les chauffer, un effet appelé réchauffement des marées. (Une explication plus complète est donnée dans la section consacrée à Io.) Au fur et à mesure que nous nous dirigeons vers Europa et Io, nous verrons que le rôle des marées joviennes devient plus important pour les lunes proches de la planète.

Europa, une lune avec un océan

Europa et Io, les deux lunes galiléennes intérieures, ne sont pas des mondes glacés comme la plupart des lunes des planètes extérieures. Avec des densités et des tailles similaires à celles de notre Lune, ils semblent être principalement des objets rocheux. Comment n'ont-ils pas réussi à acquérir la majorité de la glace qui devait être abondante dans le système solaire externe au moment de leur formation ?

La cause la plus probable est Jupiter elle-même, qui était suffisamment chaude pour émettre une grande quantité d'énergie infrarouge au cours des premiers millions d'années qui ont suivi sa formation. Ce rayonnement infrarouge aurait chauffé le disque de matière proche de la planète qui finirait par se fondre dans les lunes les plus proches. Ainsi, toute glace proche de Jupiter a été vaporisée, laissant Europa et Io avec des compositions similaires à celles des planètes du système solaire interne.

Malgré sa composition principalement rocheuse, Europa possède une surface recouverte de glace, comme les astronomes le savent depuis longtemps en examinant les spectres de la lumière solaire réfléchie par elle. En cela, elle ressemble à la Terre, qui possède une couche d'eau à sa surface, mais dans le cas d'Europe, l'eau est recouverte d'une épaisse croûte de glace. Il y a très peu de cratères d'impact dans cette glace, ce qui indique que la surface d'Europe se renouvelle continuellement sur le plan géologique. À en juger par le nombre de cratères, la surface ne doit pas avoir plus de quelques millions d'années, et peut-être même beaucoup moins. En termes de capacité à effacer les cratères d'impact, Europa est plus active sur le plan géologique que la Terre.

Lorsque nous regardons des photos rapprochées d'Europe, nous voyons une surface étrange et compliquée (Figure\(\PageIndex{3}\)). La croûte glacée est en grande partie extrêmement lisse, mais elle est parsemée de fissures et de crêtes basses qui s'étendent souvent sur des milliers de kilomètres. Certaines de ces longues files sont simples, mais la plupart sont doubles ou multiples, ressemblant plutôt aux vestiges d'un réseau autoroutier colossal.

Figure\(\PageIndex{3}\) : Preuve de la présence d'un océan sur Europe. (a) Un gros plan d'une zone appelée Conamara Chaos est illustré ici avec des couleurs améliorées. Cette vue mesure 70 kilomètres de large dans sa grande dimension. Il semble que Conamara soit une région où la croûte glacée de l'Europe est (ou était récemment) relativement mince et où il est plus facile d'accéder à l'océan liquide ou mouillé qui se trouve en dessous. Non ancrés à la croûte solide sous-jacente, de nombreux blocs de glace semblent avoir glissé ou pivoté par rapport à leur position initiale. En fait, les formations vues ici ressemblent à des vues de glace de mer flottante et d'icebergs dans l'océan Arctique de la Terre. (b) Dans cette vue à haute résolution, la glace est froissée et sillonnée par de longues crêtes. À l'intersection de ces crêtes, nous pouvons voir lesquelles sont plus anciennes et lesquelles sont plus jeunes ; les plus jeunes traversent les plus anciennes. Bien qu'à première vue, ce système de crêtes ressemble à un réseau autoroutier géant sur Europe, les crêtes sont beaucoup plus larges que nos autoroutes et sont le résultat naturel de la flexion de la lune.

Il est très difficile de tracer des lignes droites sur une surface planétaire. En parlant de Mars, nous avons expliqué que lorsque Percival Lowell a vu ce qui lui semblait être des lignes droites (les « canaux » martiens), il les a attribuées aux efforts d'ingénierie d'êtres intelligents. Nous savons maintenant que les lignes sur Mars étaient des illusions d'optique, mais que les lignes sur Europe sont réelles. Ces longues fissures peuvent se former dans la croûte glacée si celle-ci flotte sans trop de friction sur un océan d'eau liquide (Figure\(\PageIndex{4}\)).

Figure\(\PageIndex{4}\) : Image Galilée à très haute résolution d'une jeune double crête sur Europe. La zone sur cette photo ne fait que 15 kilomètres de large. Il semble s'être formé lorsque de la matière glacée visqueuse a été poussée vers le haut à travers une longue fissure droite dans la croûte. Remarquez comment la jeune crête qui va du haut à gauche vers le bas à droite se trouve au-dessus de structures plus anciennes, qui se trouvent elles-mêmes au-dessus d'entités encore plus anciennes.

Les images rapprochées de Galileo semblent confirmer l'existence d'un océan mondial. À de nombreux endroits, la surface d'Europe ressemble à ce que l'on pourrait attendre d'une épaisse couche de glace qui a été divisée en icebergs et en banquises géants, puis recongelée sur place. Lorsque la glace se brise, l'eau ou la neige fondante provenant du dessous peuvent s'infiltrer à travers les fissures et former les crêtes et les éléments à lignes multiples que nous observons. De nombreux épisodes de fissuration, de déplacement, de rotation et de regel de la glace sont nécessaires pour expliquer la complexité que nous observons. L'épaisseur de la croûte glacée peut varier d'un kilomètre à une vingtaine de kilomètres. Les mesures du petit champ magnétique induit par les interactions d'Europa avec la magnétosphère de Jupiter confirment également l'existence d'un océan liquide sous la glace. La « signature magnétique » d'Europe est celle d'un océan d'eau liquide, et non de glace ou de roche.

Si l'Europe possède réellement un vaste océan d'eau liquide sous sa glace, elle est peut-être le seul endroit du système solaire, à part la Terre, à contenir de très grandes quantités d'eau liquide.1 Pour rester liquide, cet océan doit être réchauffé par la chaleur qui s'échappe de l'intérieur de l'Europe. Des sources chaudes (ou du moins chaudes) peuvent y être actives, comme celles que nous avons découvertes dans les profondeurs des océans de la Terre. La chaleur interne nécessaire est générée par le chauffage des marées (voir la discussion plus loin dans ce chapitre).

Un court métrage avec le planétologue Kevin Hand explique pourquoi Europa est si intéressante pour les explorations futures. Ou écoutez cette conférence plus approfondie sur Europa.

Ce qui rend passionnante l'idée d'un océan avec des sources chaudes, c'est la découverte dans les océans de la Terre de grands écosystèmes regroupés autour de sources chaudes situées dans les profondeurs de l'océan. Cette vie tire toute son énergie de l'eau chargée de minéraux et se développe indépendamment de la lumière solaire qui brille à la surface de la Terre. Est-il possible que des écosystèmes similaires puissent exister aujourd'hui sous la glace d'Europe ?

De nombreux scientifiques pensent aujourd'hui qu'Europe est l'endroit le plus susceptible, au-delà de la Terre, de trouver de la vie dans le système solaire. En réponse, la NASA conçoit une mission Europa visant à caractériser son océan liquide et sa croûte de glace, et à identifier les endroits où des matériaux provenant de l'intérieur ont remonté à la surface. De tels matériaux intérieurs peuvent révéler des preuves directes de la vie microbienne. Lors de la planification d'une future mission, il sera peut-être possible d'inclure également un petit atterrisseur.

Lo, une lune volcanique

Io, la plus intime des lunes galiléennes de Jupiter, est à bien des égards une jumelle proche de notre Lune, avec à peu près la même taille et la même densité. On peut donc s'attendre à ce qu'il ait connu une histoire similaire. Son apparence, photographiée depuis l'espace, nous raconte cependant une autre histoire (Figure\(\PageIndex{5}\)). Au lieu d'être un monde mort en cratères, Io s'avère avoir le plus haut niveau de volcanisme du système solaire, dépassant largement celui de la Terre.

Figure\(\PageIndex{5}\) : Les deux faces d'Io. Cette image composite montre les deux faces de la lune Io, active sur le plan volcanique. Les dépôts orange sont de la neige soufrée ; le blanc est du dioxyde de soufre. (Carl Sagan a dit un jour que Io avait désespérément besoin d'une dose de pénicilline.)

Le volcanisme actif d'Io a été découvert par la sonde Voyager. Huit volcans ont été vus en éruption lors du passage du Voyager 1 en mars 1979, et six d'entre eux étaient toujours actifs quatre mois plus tard lorsque Voyager 2 est passé. Grâce aux instruments améliorés transportés par la sonde Galileo, plus de 50 éruptions ont été découvertes au cours de la seule année 1997. De nombreuses éruptions produisent de gracieux panaches qui s'étendent sur des centaines de kilomètres dans l'espace (Figure\(\PageIndex{6}\)).

Figure\(\PageIndex{6}\) : Éruptions volcaniques sur Io. Cette image composite prise par le vaisseau spatial Galileo de la NASA montre des gros plans (les deux photos en médaillon) de deux éruptions volcaniques distinctes sur la lune volcanique de Jupiter, Io. Sur l'image en médaillon supérieur, vous pouvez voir de près un panache bleuté s'élevant à environ 140 kilomètres au-dessus de la surface du volcan. Dans l'image en bas de l'encadré se trouve le panache de Prométhée, qui s'élève à environ 75 kilomètres de la surface d'Io. Le panache de Prométhée doit son nom au dieu grec du feu.

Regardez un court film réalisé à partir des données de Voyager et Galileo, montrant un Io en rotation avec ses caractéristiques de surface spectaculaires.

Ce film de rotation d'Io a été créé à partir d'une mosaïque d'Io réalisée à partir de données Voyager et Galileo par l'USGS. Crédit : Ashley Davies.

Les données de Galileo montrent que la majeure partie du volcanisme d'Io est constituée de lave silicatée chaude, comme les volcans de la Terre. Parfois, la lave chaude rencontre des dépôts gelés de soufre et de dioxyde de soufre. Lorsque ces dépôts glacés sont soudainement chauffés, il en résulte de grands panaches eruptifs bien plus grands que ceux éjectés par les volcans terrestres. Au fur et à mesure que les panaches qui s'élèvent se refroidissent, le soufre et le dioxyde de soufre se recondensent sous forme de particules solides qui retombent à la surface sous forme de « chutes de neige » colorées qui s'étendent sur des milliers de kilomètres depuis l'évent. De nouvelles caractéristiques de surface majeures ont même été observées entre les orbites de Galilée, comme le montre la figure\(\PageIndex{7}\).

Figure\(\PageIndex{7}\) : Changements volcaniques sur Io. Ces trois images ont été prises de la même région d'Io, d'une superficie de 1 700 kilomètres carrés, en avril 1997, en septembre 1997 et en juillet 1999. Le centre volcanique sombre appelé Pillan Patera a connu une énorme éruption, produisant un dépôt sombre d'environ 400 kilomètres de diamètre (vu comme la zone grise en haut au centre de l'image du milieu). Sur l'image de droite, cependant, une partie du nouveau dépôt sombre est déjà recouverte de matière rougeâtre provenant du volcan Pelé. De plus, un petit volcan anonyme situé à droite de Pillan est entré en éruption depuis 1997, et une partie de son dépôt sombre et un anneau jaune autour de celui-ci sont visibles sur l'image de droite (à droite de la tache grise). La gamme de couleurs est exagérée sur ces images.

Alors que la mission Galileo touchait à sa fin, les contrôleurs étaient prêts à prendre des risques en se rapprochant d'Io. L'approche de cette lune est une manœuvre dangereuse car les ceintures de particules atomiques piégées dans l'environnement magnétique de Jupiter sont les plus intenses près de l'orbite d'Io. En effet, lors de son tout premier passage par Io, l'engin spatial a absorbé des radiations nocives au-delà de ses niveaux de conception. Pour que le système continue de fonctionner, les contrôleurs ont dû modifier ou désactiver diverses routines logicielles de protection contre les pannes sur les ordinateurs de bord. Malgré ces difficultés, l'engin spatial a réussi quatre survols d'Io, obtenant des photos et des spectres de la surface avec une résolution sans précédent.

Les cartes d'Io révèlent plus de 100 volcans récemment actifs. D'énormes coulées s'étendent à partir de bon nombre de ces évents, recouvrant environ 25 % de la surface totale de la lune de lave encore chaude. D'après ces mesures, il semble clair que les couleurs de surface vives qui ont d'abord attiré l'attention sur Io sont le résultat d'un mince placage de composés soufrés. Le volcanisme sous-jacent est provoqué par des éruptions de silicates fondus, comme sur Terre (Figure\(\PageIndex{8}\)).

Figure\(\PageIndex{8}\) : Fontaines de lave sur Io. Galilée a capturé un certain nombre d'éruptions le long de la chaîne d'immenses calderas (ou fosses) volcaniques d'Io, appelées Tvashtar Catena, sur cette image en fausse couleur combinant infrarouge et lumière visible. Les zones jaune orangé vif sur la gauche sont des endroits où de la lave fraîche et chaude jaillit du sol.

Chauffage marémoteur

Comment Io peut-elle rester volcaniquement active malgré sa petite taille ? La réponse, comme nous l'avons laissé entendre plus tôt, réside dans l'effet de la gravité, sous l'effet de l'échauffement des marées. Io est à peu près à la même distance de Jupiter que notre Lune de la Terre. Pourtant, Jupiter est plus de 300 fois plus massif que la Terre, provoquant des forces qui poussent Io à prendre une forme allongée, avec un renflement de plusieurs kilomètres de haut s'étendant vers Jupiter.

Si Io gardait toujours exactement le même visage tourné vers Jupiter, ce renflement ne produirait pas de chaleur. Cependant, l'orbite d'Io n'est pas exactement circulaire en raison des perturbations gravitationnelles (remorqueurs) provenant d'Europe et de Ganymède. Sur son orbite légèrement excentrique, Io se tord d'avant en arrière par rapport à Jupiter, tout en se rapprochant et en s'éloignant de la planète à chaque révolution. La chaleur de torsion et de flexion Io, tout comme la flexion répétée d'un support métallique, réchauffe le fil.

Après des milliards d'années, cette flexion et cet échauffement constants ont fait des ravages sur Io, chassant l'eau, le dioxyde de carbone et d'autres gaz, de sorte que le soufre et les composés soufrés sont désormais les matières les plus volatiles restantes. Son intérieur est entièrement fondu et la croûte elle-même est constamment recyclée par l'activité volcanique.

En nous dirigeant vers Jupiter, de Callisto à Io, nous avons découvert de plus en plus de preuves d'activité géologique et d'échauffement interne, culminant avec le violent volcanisme sur Io. Trois de ces surfaces sont comparées dans la figure\(\PageIndex{9}\). Tout comme le caractère des planètes de notre système solaire dépend dans une large mesure de leur distance par rapport au Soleil (et de la quantité de chaleur qu'elles reçoivent), il apparaît que la distance par rapport à une planète géante comme Jupiter peut jouer un rôle important dans la composition et l'évolution de ses lunes (au moins en partie en raison de différences dans le réchauffement interne de chaque lune par les forces de marée implacables de Jupiter).

Figure\(\PageIndex{9}\) : Trois lunes glacées. Ces images de Galilée comparent les surfaces d'Europe, de Ganymède et de Callisto à la même résolution. Notez que le nombre de cratères (et donc l'âge de la surface que nous voyons) augmente à mesure que nous allons d'Europe à Ganymède en passant par Callisto. L'image d'Europa est l'une de celles où le système de fissures et de crêtes ressemble à un système autoroutier.

Résumé

Les plus grandes lunes de Jupiter sont Ganymède et Callisto, deux objets de faible densité composés de plus de la moitié de la glace d'eau. Callisto possède une ancienne surface cratérisée, tandis que Ganymède montre des preuves d'une activité tectonique et volcanique étendue, qui a persisté il y a peut-être un milliard d'années. Io et Europa sont plus denses et plus petits, chacun ayant à peu près la taille de notre Lune. Io est l'objet volcaniquement le plus actif du système solaire. Diverses sources de données indiquent que l'Europe possède un océan mondial d'eau liquide sous une épaisse croûte de glace. De nombreux scientifiques pensent qu'Europe pourrait offrir l'environnement le plus favorable du système solaire à la recherche de la vie.

Notes

¹ Ganymède et Encelade, la lune de Saturne, peuvent contenir de plus petites quantités d'eau liquide sous leur surface.

Lexique

chauffage marémoteur

le réchauffement de l'intérieur d'une planète ou d'une lune par des forces de marée variables causées par la modification de l'attraction gravitationnelle d'une planète ou d'une lune voisine