- Característiques generals d'Ío
- Resum de les principals característiques d'Ío
- composició
- atmosfera
- L'atmosfera d'Ío s'apaga i es cala
- Moviment de translació
- Òrbita d'Ío i magnetosfera de Júpiter
- Moviment de rotació
- estructura interna
- Geologia d'Ío
- ¿D'on prové l'energia d'Ío?
- referències
Ío forma part dels quatre satèl·lits galileans (Ío, Europa, Ganímedes, Calisto) anomenats així perquè van ser descoberts en 1610 per Galileu Galilei amb un rudimentari telescopi que ell mateix va construir.
És el tercer en grandària dels dels satèl·lits galileans i dels restants 75 satèl·lits de Júpiter. En ordre de ràdio orbital, és el cinquè satèl·lit i el primer dels galileans. El seu nom prové de la mitologia grega, en la qual Ío era una de les tantes donzelles de les que el déu Zeus, també anomenat Júpiter en la mitologia romana, es va enamorar.
Figura 1. Ío forma part dels quatre satèl·lits descoberts per Galileu Galilei en 1610 i dels quatre és el més proper a l'planeta. (Wikimedia commons).
Ío té la tercera part de l'diàmetre terrestre i una mida semblant a el del nostre satèl·lit la Lluna. En comparació amb els altres satèl·lits de el sistema solar, Ío pren el cinquè lloc en grandària, precedit per la Lluna.
La superfície d'Ío té cadenes de muntanyes que destaquen sobre les extenses planes. No s'observen cràters d'impacte, la qual cosa indica que han estat esborrats per la seva gran activitat geològica i volcànica, considerada la més gran de totes en el sistema solar. Els seus volcans produeixen núvols de compostos de sofre que s'eleven 500 km per sobre de la seva superfície.
Es compten sobre la seva superfície centenars de muntanyes, algunes més altes que la muntanya Everest, les quals s'han format a causa de l'intens vulcanisme de l'satèl·lit.
El descobriment d'Ío en 1610 i dels altres satèl·lits galileans va canviar la perspectiva de la nostra posició en l'univers, ja que per aquest temps es pensava que érem el centre de tot.
A l'descobrir "altres mons", com va cridar Galileu als satèl·lits que giraven al voltant de Júpiter, es va fer més factible i palpable la idea, proposada per Copèrnic, que el nostre planeta girava al voltant de Sol.
Gràcies a Ío es va fer el primer mesurament de la velocitat de la llum per l'astrònom danès Ole Christensen Rømer en 1676. Ell es va adonar que la durada de l'eclipsi de Ío per Júpiter era 22 minuts més curt quan la Terra estava més a prop Júpiter que quan estava en el seu punt de major allunyament.
Aquest era el temps que a la llum li prenia recórrer el diàmetre orbital terrestre, d'allí Rømer va estimar 225.000 km / s per a la velocitat de la llum, 25% menor a la valor acceptat actualment.
Característiques generals d'Ío
Per al moment en què la missió Voyager es va acostar a sistema jovià trobar vuit volcans en erupció en Ío, i la missió Galileu, si bé no va poder acostar-se massa a l'satèl·lit, va portar imatges de gran resolució dels volcans. Ni més ni menys que 100 volcans en erupció va detectar aquesta sonda.
Figura 2. Superfície d'Ío mostrant les extenses planes i els abundants volcans, amb colors reals fotografiats per la sonda Galileu. Font: NASA.
Les principals característiques físiques d'Ío són:
-La seva diàmetre és de 3.643,2 km.
-Massa: 8,94 x 10 22 kg.
-Densitat mitjana 3,55 g / cm 3.
Temperatura superficial: (ºC): -143 fins -168
-La acceleració de gravetat en la seva superfície és 1,81 m / s 2 o 0,185g.
-Període de rotació: 1d 18h 27,6m
-Període de translació: 1d 18h 27,6m
-Atmósfera composta per diòxid de sofre (SO2) en 100%.
Resum de les principals característiques d'Ío
composició
La característica més resaltante d'Ío és el seu color groc, que es deu a l'sulfur dipositat a la superfície essencialment volcànica. Per això, tot i que són freqüents els impactes deguts als meteorits que atreu el gegant Júpiter, aquests queden esborrats ràpidament.
Es pensa que en el satèl·lit abunden els basalts, com sempre, acolorits de groc pel sulfur.
En el mantell (veure més endavant els detalls de l'estructura interna) abunden els silicats fosos, mentre que l'escorça està composta de sulfur i diòxid de sofre congelat.
Ío és el satèl·lit més dens de sistema solar (3,53 g / cc) i és comparable als planetes rocosos. La roca de silicat de el mantell envolta un nucli de sulfur de ferro fos.
Finalment, l'atmosfera d'Ío està composta gairebé a el 100% de diòxid de sofre.
atmosfera
Les anàlisis espectrals revelen una atmosfera tènue de diòxid de sofre. Tot i que centenars de volcans actius llancen una tona de gasos per segon, el satèl·lit no pot retenir-causa de la poca gravetat ja que la velocitat d'escapament de l'satèl·lit tampoc és molt elevada.
Addicionalment, els àtoms ionitzats que abandonen les adjacències d'Ío són atrapats pel camp magnètic de Júpiter, formant una espècie de rosquilla sobre la seva òrbita. Són aquests ions de sofre dels que imprimeixen el color vermellós a l'diminut i proper satèl·lit Amaltea, l'òrbita està per sota de la d'Ío.
La pressió de la tènue i prima atmosfera és molt baixa i la seva temperatura és menor als -140ºC.
La superfície d'Ío és hostil per als humans, per les seves baixes temperatures, per la seva tòxica atmosfera i per l'enorme radiació, ja que el satèl·lit està dins dels cinturons de radiació de Júpiter.
L'atmosfera d'Ío s'apaga i es cala
A causa de el moviment orbital d'Ío hi ha un temps en el qual el satèl·lit deixa de rebre la llum de el Sol, ja que Júpiter ho eclipsa. Aquest lapse dura 2 hores i com és d'esperar, la temperatura descendeix.
Efectivament, quan Ío dóna la cara a el Sol seva temperatura és de -143 ºC, però quan és eclipsat pel gegantí Júpiter seva temperatura pot baixar fins -168 ° C.
Durant l'eclipsi la tènue atmosfera de el satèl·lit es condensa sobre la superfície, formant gel de diòxid de sofre i desapareix per complet.
Després, quan cessa l'eclipsi i la temperatura comença a elevar-se, el diòxid de sofre condensat s'evapora i la tènue atmosfera d'Ío retorna. Aquesta és la conclusió a què va arribar el 2016 un equip de la NASA.
Llavors, l'atmosfera d'Ío no està formada pels gasos dels volcans, sinó per la sublimació dels gels en la seva superfície.
Moviment de translació
Ío fa una volta completa al voltant de Júpiter en 1,7 dies terrestres, ia cada volta de el satèl·lit és eclipsat per la seva planeta amfitrió, durant un lapse de 2 hores.
A causa de l'enorme força de marea l'òrbita d'Ío hauria de ser circular, però això no és així a causa de la interacció amb les altres llunes galileanas, amb les quals estan en ressonància orbital.
Quan Ío dóna 4 voltes, Europa dóna 2 i Ganímedes 1. El curiós fenomen s'aprecia en la següent animació:
Figura 3. Ressonància orbital d'Ío i els seus satèl·lits germans: Ganimedes i Europa. Font: Wikimedia Commons.
Aquesta interacció fa que l'òrbita de l'satèl·lit tingui certa excentricitat, calculada en 0,0041.
El radi orbital menor (periastro o periheli) d'Ío és de 420.000 km, mentre que el radi orbital major (apoastro o afeli) és de 423.400 km, donant un radi orbital mitjà de 421.600 km.
El pla orbital està inclinat respecte de l'pla orbital terrestre en 0,040 °.
Es considera que Ío és el satèl·lit més proper a Júpiter, però en realitat per sota de la seva òrbita hi ha quatre satèl·lits més, tot i que molt petits.
De fet Ío és 23 vegades més gran que el més gran d'aquests petits satèl·lits, que probablement siguin meteorits atrapats en la gravetat de Júpiter.
Els noms de les diminutes llunes, en ordre de proximitat al seu planeta amfitrió són: Metis, Adrastea, Amaltea i Tebe.
Després de l'òrbita d'Ío, el proper satèl·lit és un galileà: Europa.
Tot i ser molt proper a Ío, Europa és completament diferent en composició i estructura. Es creu que això és així perquè aquesta petita diferència en el radi orbital (de 249 mil km) fa que la força de marea sobre Europa sigui bastant menor.
Òrbita d'Ío i magnetosfera de Júpiter
Els volcans d'Ío expulsen cap a l'espai àtoms ionitzats de sofre que són atrapats pel camp magnètic de Júpiter, formant una rosquilla de conductora de plasma que coincideix amb l'òrbita de l'satèl·lit.
És el propi camp magnètic de Júpiter el que arrossega el material ionitzat de la tènue atmosfera d'Ío.
El fenomen crea un corrent de 3 milions d'ampers que intensifica el ja poderós camp magnètic de Júpiter a més del doble, respecte a el valor que tindria si no existís Ío.
Moviment de rotació
El període de rotació al voltant del seu propi eix coincideix amb el període orbital de l'satèl·lit, la qual cosa és causat per la força de marea que Júpiter exerceix sobre Ío, sent el seu valor 1 dia, 18 hores i 27,6 segons.
La inclinació de l'eix de rotació és insignificant.
estructura interna
A causa de que la seva densitat mitjana és de 3,5 g / cm 3 es conclou que l'estructura interior de l'satèl·lit és rocosa. Les anàlisis espectrals d'Ío no revelen presència d'aigua, de manera que és poc probable l'existència de gel.
Segons els càlculs en base a les dades obtingudes, es creu que el satèl·lit té un petit nucli de ferro o de ferro barrejat amb sofre.
El segueix un mantell rocós profund i parcialment fos, i una escorça prima i rocosa.
La superfície presenta els colors d'una pizza mal feta: vermell, groc pàl·lid, marró i ataronjat.
Originalment es va pensar que l'escorça era de sofre, però els mesuraments en l'infraroig revelen que els volcans fan erupcions de lava a 1500ºC, el que indica que no està composta només de sofre (el qual bull a 550ºC), també hi ha roca fosa.
Una altra evidència de la presència de roca és l'existència d'algunes muntanyes amb altures que dupliquen la Muntanya Everest. El sofre per si sol no tindria la resistència necessària per explicar aquestes formacions.
L'estructura interna d'Ío segons els models teòrics es resumeix en la següent il·lustració:
Figura 4. Estructura d'Ío. Font: Wikimedia Commons.
Geologia d'Ío
L'activitat geològica d'un planeta o satèl·lit és impulsada per la calor del seu interior. I el millor exemple és Ío, el més interior dels satèl·lits majors de Júpiter.
L'enorme massa del seu planeta amfitrió és un gran atractor de meteorits, com el recordat Shoemaker-Levy 9 en 1994, però Ío no mostra cràters d'impacte i la raó és que la intensa activitat volcànica els esborra.
Ío té més de 150 volcans actius que llancen suficient cendra com per sepultar els cràters d'impacte. El vulcanisme d'Ío és molt més intens que el de la Terra i és el més gran de tot el sistema solar.
El que potencia les erupcions dels volcans d'Ío és el sofre dissolt en el magma, que quan allibera la seva pressió impulsa a l'magma llançant cendres i gas fins a 500 m d'alçada.
La cendra retorna a la superfície de l'satèl·lit, produint capes de runa al voltant dels volcans.
S'observen zones blanquinoses sobre la superfície d'Ío degudes a el diòxid de sofre congelat. A la esquerdes de les falles la lava fosa flueix i esclata cap amunt.
Figura 5. Seqüència presa per la sonda New Horizons, mostrant un volcà en erupció sobre la superfície d'Ío. Font: NASA.
¿D'on prové l'energia d'Ío?
Sent Ío una mica més gran que la Lluna, la qual és freda i geològicament morta, cal preguntar d'on prové l'energia d'aquest petit satèl·lit jovià.
No pot ser la calor romanent de formació, perquè Ío no té la mida suficient per retenir-lo. Tampoc és la desintegració radioactiva del seu interior, ja que de fet l'energia dissipada per les seves volcans triplica fàcilment la calor per radiació que emana un cos de tal mida.
La font d'energia d'Ío és la força de marea, a causa de la immensa gravetat de Júpiter i per la seva proximitat a aquest.
Aquesta força és tan gran, que la superfície de l'satèl·lit puja i baixa 100 m. La fricció entre les roques és el que produeix aquest enorme calor, molt més gran per cert que el de les forces de marea terrestres, que amb prou feines mouen un pocs centímetres la superfície sòlida dels continents.
L'enorme fricció causada per la gegantina força de marea en Ío fa que es generi calor suficient per fondre les capes profundes. El diòxid de sofre es vaporitza, generant la pressió suficient perquè el magma llançat pels volcans es refredi i cobreixi la superfície.
L'efecte marea disminueix amb el cub de la distància a centre d'atracció, per això aquest efecte és menys important en els satèl·lits més allunyats de Júpiter, on la geologia està dominada pels impactes de meteorits.
referències
- 20 minuts. (2016) L'observació d'un eclipsi Ío revela els seus secrets. Recuperat de: 20minutos.es
- Kutner, M. (2010) Astronomy: A physical perspective. Cambridge University Press.
- Seeds and Backman. (2011).The solar system. Cengage Learning.
- Wikipedia. Ío (satèl·lit). Recuperat de: és. wikipedia.com
- Wikipedia. Satèl·lits de Júpiter. Recuperat de: és. wikipedia.com
- Wikipedia. Satèl·lit galileà. Recuperat de: wikipedia.com