Yo (astronomía)

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Nota de desambiguación.svg Desambiguación : si está buscando el asteroide, consulte 85 Io .
los
( Júpiter I)
I color verdadero de mayor resolución.jpg
Satélite de Júpiter
Descubrimiento 7 de enero de 1610
Descubridor Galileo Galilei
Parámetros orbitales
(en el momento J2000)
Semieje mayor 421 700 kilometros
Perigiovio 420 000 kilometros
Apogiovio 423 400 km
Circum. orbital 2 649 620 km
Periodo orbital 1.769137786 días
(1d 18h ​​27 '33 .5 ")
Velocidad orbital 17 263 m / s (mínimo)
17334 m / s (promedio)
17406 m / s (máx.)
Inclinación orbital 2,21 °
Respeto a la inclinación
en equat. de Júpiter
0,05 °
Excentricidad 0,0041
Datos físicos
Dimensiones 3660 , 0 × 3637 , 4 × 3630 , 6 km
Diámetro medio 3642,6 kilometros
Superficie 4.191 × 10 13
Volumen 2,53 × 10 19
Masa
8,9319 × 10 22 kg
Densidad media 3528 × 10 3 kg / m³
Aceleración de gravedad en la superficie 1,79 m / s²
(0,183 g)
Velocidad de escape 2560 m / s
Período de rotación Rotación sincrónica
Velocidad de rotacion
(en el ecuador)
75,3 m / s
Inclinación axial nada
Temperatura
superficial
90 K (−183,2 ° C ) (mínimo)
130 K (−143 ° C) (promedio)
2000 K (1730 ° C) (máx.)
Presión atm huellas
Albedo 0,63
Datos de observación
Aplicación Magnitude. 5,0 (promedio)
Aplicación Magnitude. 5.02

Io es un satélite natural de Júpiter , el más interno de los cuatro satélites mediterráneos , el cuarto satélite más grande del sistema solar y el más denso de todos. Su nombre deriva del de Io , uno de los muchos amantes de Zeus según la mitología griega .

Con más de 300 volcanes activos, Io es el objeto geológicamente más activo del sistema solar [1] [2] . La actividad geológica extrema es el resultado del calentamiento de las mareas debido a la fricción causada en su interior por Júpiter y los otros satélites galileanos. Muchos volcanes producen columnas de azufre y dióxido de azufre que se elevan hasta 500 km sobre su superficie. Está salpicado de más de 100 montañas que se han elevado por la compresión de la corteza de silicato, y algunos de estos picos llegan a ser más altos que el Everest [3] . A diferencia de muchos satélites del sistema solar exterior, que se componen principalmente de hielo de agua, Io está compuesto principalmente de rocas de silicato que rodean un núcleo de hierro fundido o sulfuro de hierro . La mayor parte de la superficie de Io está formada por grandes llanuras cubiertas de azufre y dióxido de azufre congelado.

El vulcanismo en Io es responsable de muchas de sus características. Los flujos de lava produjeron grandes cambios en la superficie y pintaron la superficie en varios tonos de amarillo, rojo, blanco, negro, verde, en gran parte debido a los diferentes alótropos y compuestos de azufre . Numerosos flujos de lava de más de 500 km de largo marcan la superficie de Io, y los materiales producidos por el vulcanismo han formado una fina atmósfera moteada y también han creado un toro de plasma alrededor de Júpiter.

Io jugó un papel importante en el desarrollo de la astronomía en los siglos XVII y XVIII : descubierto en 1610 por Galileo Galilei , junto con los otros satélites galileanos, su estudio favoreció la adopción del modelo copernicano del sistema solar, al desarrollo de Kepler. leyes sobre el movimiento de los planetas, y sirvió para una primera estimación de la velocidad de la luz . Desde la Tierra, Io permaneció solo como un punto de luz hasta finales del siglo XIX , cuando fue posible resolver sus características superficiales más grandes, como las regiones polares de color rojo oscuro y las zonas ecuatoriales brillantes. En 1979, las dos sondas Voyager revelaron la actividad geológica de Io, que tiene numerosas formaciones volcánicas, grandes montañas y una superficie joven libre de cráteres de impacto . La sonda Galileo realizó varias pasadas cercanas entre la década de 1990 y principios del siglo XXI , obteniendo datos sobre la estructura interna y composición de Io, revelando la relación entre Io y la magnetosfera de Júpiter y la existencia de un cinturón de radiación centrado en la órbita del planeta. Luna. Io recibe alrededor de 3600 rem (36 Sv ) de radiación por día. [4]

La nave espacial Cassini-Huygens hizo más observaciones en 2000 y New Horizons en 2007, y a medida que avanzaba la tecnología de observación, los telescopios terrestres y el telescopio espacial Hubble .

Historia de observaciones

Descubrimiento y denominación

Galileo , el descubridor de Io

La primera observación informada de Io fue realizada por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610 con un telescopio refractor de 20 aumentos en la Universidad de Padua . Sin embargo, en esta observación, es posible que Galileo no haya podido "separar" Io y Europa debido a la baja potencia de su telescopio, por lo que las dos lunas se registraron como un solo punto de luz. Europa e Io se vieron por primera vez por separado durante las observaciones de Galileo del sistema de Júpiter al día siguiente, 8 de enero de 1610 (fecha de descubrimiento de la IAU para Io) [5] . El descubrimiento de Galileo de Io y los demás satélites de Júpiter se publicaron en Sidereus Nuncius , en marzo de 1610 [6] . En su Mundus Jovialis , publicado en 1614, Simon Marius afirmó haber descubierto Io y las otras lunas jovianas en 1609, una semana antes del descubrimiento de Galileo. Galileo dudó de esta afirmación y rechazó el trabajo de Marius acusándolo de plagio . En cualquier caso, la primera observación de Marius tuvo lugar el 29 de diciembre de 1609 del calendario juliano , que equivale al 8 de enero de 1610 del calendario gregoriano [7] , utilizado por Galileo, quien por tanto descubrió ciertamente las lunas jovianas antes que Marius [8]. .

El nombre Io , junto con varios otros, fue sugerido por Simon Marius en 1614 - unos años después del descubrimiento del satélite por Galileo - en el tratado de astronomía "Mundus Iovialis anno MDCIX Detectus Ope Perspicilli Belgici" , pero tanto este nombre como los propuestos para los otros satélites galileanos pronto cayeron en desuso y dejaron de utilizarse hasta mediados del siglo XX . En gran parte de la literatura astronómica del período anterior, Io fue indicado por la designación numérica (un sistema introducido por el propio Galileo) de Júpiter I o, simplemente, como " el primer satélite de Júpiter ".

Del descubrimiento a la era espacial

Edward Emerson Barnard observó las diferencias entre las regiones polares y ecuatoriales.

Durante los siguientes dos siglos y medio, Io siguió siendo un punto de luz sin resolver de quinta magnitud en los telescopios de la época. Durante el siglo XVII , Io y los demás satélites galileanos sirvieron para varios propósitos, como determinar la longitud [9] , validar la tercera ley de Kepler del movimiento planetario y determinar el tiempo necesario para que la luz viaje entre Júpiter y la Tierra. Basado en efemérides producidas por el astrónomo Giovanni Cassini y otros, Pierre-Simon Laplace creó una teoría matemática para explicar las órbitas resonantes de Io, Europa y Ganímedes [6] . Más tarde se indicó que esta resonancia causaba efectos profundos en las geologías de las tres lunas.

La mejora en la capacidad de resolución de los telescopios a finales del siglo XIX y principios del XX permitió a los astrónomos resolver las características de la superficie más grande de Io. En 1890, Edward E. Barnard fue el primero en observar los cambios de brillo de Io en las regiones ecuatorial y polar, estableciendo que esto se debía a las diferencias de color y albedo entre las dos regiones, y no a la forma de huevo de Yo, como lo propuso en su momento el astrónomo William Pickering , y que no eran dos objetos separados, como lo propuso originalmente Barnard [10] [11] [12] . Observaciones posteriores confirmaron la diferencia de color de las regiones polares (rojo-marrón) en comparación con las ecuatoriales (amarillo-blanco] [13] .

Las observaciones telescópicas de mediados del siglo XX sugirieron la naturaleza inusual de Io. Las observaciones espectroscópicas indicaron que la superficie de Io estaba desprovista de hielo de agua (una sustancia abundante en los otros satélites galileanos) [14] . Las mismas observaciones sugirieron una superficie dominada por compuestos de sodio y azufre evaporados [15] . Las observaciones radiotelescópicas han revelado la influencia de Io en la magnetosfera de Júpiter , como lo demuestran algunas explosiones relacionadas con el período orbital de Io [16] .

Misiones espaciales

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Exploración de Io .
Un mosaico de imágenes de la Voyager 1 que muestra la región del polo sur.

Las primeras sondas que pasaron cerca de Io fueron las gemelas Pioneer 10 y Pioneer 11 el 3 de diciembre de 1973 y el 2 de diciembre de 1974, respectivamente . [17] El seguimiento por radio proporcionó una estimación más precisa de la masa y el tamaño de Io, lo que sugiere que tiene la densidad más alta de los cuatro satélites galileanos y está compuesto predominantemente de rocas silíceas y no de hielo de agua . [18]

Las dos sondas Pioneer también revelaron la presencia de una atmósfera delgada y una banda intensa de radiación alrededor de la órbita de Io. Las cámaras a bordo del Pioneer 11 también lograron tomar una buena fotografía de la región del Polo Norte. [19] Se suponía que el Pioneer 10 tomaría imágenes de cerca durante su sobrevuelo, pero las fotografías se perdieron debido al intenso campo de radiación. [17]

Equipadas con tecnología más avanzada, las sondas Voyager 1 y Voyager 2 en 1979 capturaron imágenes más detalladas de los Pioneers: la Voyager 1 reveló columnas que se elevaban desde una superficie relativamente joven caracterizada por llanuras de flujo de lava y montañas más altas que el Everest, lo que demuestra que Io era geológicamente activo. [20] La Voyager 2, que pasó 4 meses después, confirmó que todos los volcanes observados por la Voyager 1 todavía estaban activos, excepto Pele, y que se habían producido varios cambios en la superficie durante el intervalo de tiempo entre las dos sondas. [21]

Imagen tomada por la nave espacial Galileo que muestra una mancha oscura producida por una gran erupción en Pillan Patera en 1997

La sonda Galileo , destinada a estudiar el sistema de Júpiter, a pesar de algunas disfunciones provocadas en parte por la radiación procedente de Júpiter, reportó resultados significativos, descubriendo que Io tiene, como los grandes planetas, un núcleo de hierro. Se observó varias erupciones volcánicas en sus estrechos pasos elevados y descubrió que el magma se compone de silicatos ricos en magnesio , común en femic y ultrafemic rocas magmáticas . [22]

Cassini y New Horizons monitorearon el vulcanismo de Io en sus viajes a Saturno y Plutón respectivamente , [23] [24] New Horizons también capturó imágenes cerca de Girru Patera en las primeras etapas de una erupción, y varias otras erupciones ocurrieron desde la época de Galileo . [24] Juno , quien llegó al sistema de Júpiter en 2016 con el objetivo principal de estudiar el campo magnético de Júpiter, también monitoreará la actividad volcánica de Io con el espectrómetro de infrarrojo cercano.

Para el futuro, la ESA está planeando una misión a Júpiter llamada Jupiter Icy Moons Explorer que llegaría al sistema de Júpiter en 2030. Aunque está destinada a estudiar las otras 3 lunas principales de Júpiter, aún podrá monitorear la actividad volcánica. de Io. [25] [26] Un proyecto de Io de bajo costo es la propuesta de la NASA llamada Io Volcano Observer (IVO), una nave espacial que haría varios sobrevuelos cercanos a Io y llegaría al sistema joviano en 2026. [27]

Parámetros orbitales

La resonancia de Laplace entre Io, Europa y Ganímedes.

Io es el más interno de los satélites galileanos , ubicado entre Tebas y Europa y es el quinto satélite encontrado desde adentro. Io orbita Júpiter a una distancia de 421 800 km desde el centro de la EA planeta 350 000 km desde la cima de sus nubes; tarda 42.456 horas en completar su órbita, lo que implica que una buena parte de su movimiento puede detectarse durante una sola noche de observación. Está en resonancia orbital 2: 1 con Europa y 4: 1 con Ganímedes . Esta resonancia ayuda a estabilizar la excentricidad orbital de 0,0041 que a su vez constituye la principal fuente de calor para su actividad geológica . [28] [29] Sin esta excentricidad, la órbita de Io sería circular, reduciendo así su actividad geológica después de la estabilización de las mareas .

Al igual que los otros satélites de Júpiter y la Luna de la Tierra, la rotación de Io está sincronizada con su período orbital y, por lo tanto, el satélite siempre muestra la misma cara a Júpiter. Esta sincronía también se utiliza en la definición del sistema longitudinal del satélite. El meridiano fundamental de Io cruza los dos polos norte y sur y el ecuador en el punto sub-joviano; sin embargo, aún no se han identificado características de la superficie para asignarlas como referencia única para este meridiano. El lado que mira hacia el planeta se llama hemisferio sub-joviano , mientras que el lado opuesto se llama hemisferio anti-joviano . Además, el hemisferio anterior se define como el lado que mira en la dirección del movimiento y el hemisferio posterior el que mira en la dirección opuesta. [30]

Interacciones con el campo magnético de Júpiter

El diagrama de la magnetosfera de Júpiter que muestra el toro de plasma (en rojo), el sodio neutro que rodea a Io (en amarillo), el tubo de flujo de Io (en verde) y las líneas del campo magnético (en azul).

Io juega un papel importante en la configuración del campo magnético de Júpiter, actuando como un generador eléctrico que puede desarrollar una corriente eléctrica de 3 millones de amperios [31] , liberando iones que hacen que el campo magnético de Júpiter sea dos veces más grande de lo que sería sin la presencia de Io. La magnetosfera de Júpiter golpea los gases y el polvo de la delgada atmósfera de Io a una velocidad de 1 tonelada por segundo. [32] Este material, que se origina a partir de la actividad volcánica de Io, está compuesto principalmente de azufre ionizado y atómico, oxígeno y cloro . [32] [33] La materia, dependiendo de su composición e ionización, fluye hacia varias nubes neutras (no ionizadas) y cinturones de radiación de la magnetosfera de Júpiter y, en algunos casos, es expulsada del sistema joviano. Durante un encuentro con Júpiter en 1992, la sonda Ulysses reveló que una corriente de partículas del tamaño de Se habían expulsado 10 μm del sistema joviano y que las partículas de polvo, que viajaban a una velocidad de varios kilómetros por segundo, estaban compuestas principalmente de cloruro de sodio . [33] [34] La sonda Galileo mostró que estas corrientes de polvo provienen de Io, aunque no está claro cómo se forma. [35]

El material que escapa de la atracción gravitacional de Io forma un toro de plasma que esencialmente se divide en tres partes: la parte exterior, que es más cálida, está justo fuera de la órbita de Io; más internamente hay uno extendido compuesto de materiales neutros y plasma de enfriamiento, ubicado aproximadamente a la misma distancia de Io a Júpiter, mientras que la parte interna del toro es la más "fría", compuesta de partículas que están girando lentamente en espiral hacia Júpiter. [32]

La interacción entre la atmósfera de Io, el campo magnético de Júpiter y las nubes de las regiones polares del gigante gaseoso producen una corriente eléctrica conocida como tubo de flujo de Io , que genera auroras tanto en las regiones polares de Júpiter como en la atmósfera de The. [32] La influencia de Io también tiene un fuerte impacto en las emisiones de radio provenientes de Júpiter y dirigidas hacia la Tierra: de hecho, cuando Io es visible desde nuestro planeta, las señales de radio aumentan considerablemente. [16] [32]

Estructura interna

La estructura interna de Io.

A diferencia de la mayoría de los satélites del sistema solar exterior , que se componen principalmente de una mezcla de hielo de agua y silicatos, Io parece tener una composición similar a la de los planetas terrestres , compuesta principalmente de rocas silíceas fundidas. [36]

Io tiene una densidad de 3,5275 g / cm³ , más alto que cualquier luna del sistema solar y significativamente más alto que el de los otros satélites galileanos y más alto que la densidad de la Luna. [36] Los modelos de Io basados ​​en las mediciones de Voyager y Galileo sugieren que su interior se diferencia entre una corteza y un manto ricos en silicatos , un núcleo de hierro fundido o hierro y azufre. [37] El núcleo de Io constituye aproximadamente el 20% de su masa total [38] y, dependiendo de la cantidad de azufre presente, el núcleo tiene un radio entre 350 y 650 km si estuviera compuesto casi en su totalidad de hierro, o entre 550 y 900 km para un núcleo compuesto por una mezcla de hierro y azufre. El magnetómetro de Galileo no pudo detectar un campo magnético interno intrínseco a Io, lo que sugiere que el núcleo no es convectivo . [39]

Los modelos del interior de Io sugieren que el manto está compuesto por al menos un 75% de forsterita , un mineral rico en magnesio, y tiene una composición similar a la de los meteoritos , particularmente los de condritas L y LL , con un contenido de hierro superior. (en comparación con el silicio) de la Tierra y la Luna, aunque más baja que la de Marte . [40] [41]

Se ha observado un flujo de calor en Io, lo que sugiere que el 10-20% del manto puede estar en estado fundido. [42] Un nuevo análisis de los datos del magnetómetro Galileo en 2009 finalmente reveló la presencia de un campo magnético inducido de Io, que podría explicarse por la presencia de un océano de magma de 50 km de espesor por debajo de la superficie, que es equivalente a aproximadamente el 10% del manto de Io, y cuya temperatura ronda los 1200 ° C.[43] Otros análisis publicados en 2011 confirmaron la presencia de este océano de magma. [44]

La litosfera de Io, compuesta de basalto y azufre depositados por el extenso vulcanismo presente en la superficie, tiene al menos 12 km de espesor y probablemente no más de 40 km. [38] [45]

Calentamiento de mareas

A diferencia de la Tierra y la Luna, la principal fuente de calor interno de Io no es causada por la desintegración de los isótopos, sino por las fuerzas de marea de Júpiter y por la resonancia orbital con Europa y Ganímedes. [29] Este calentamiento depende de la distancia de Io a Júpiter, de su excentricidad orbital , de la composición del núcleo y de su estado físico. [42] Su resonancia con Europa y Ganímedes mantiene inalterada la excentricidad de Io a lo largo del tiempo y evita que la disipación de las mareas en su interior circule por la órbita . La resonancia orbital también ayuda a mantener inalterada la distancia de Io a Júpiter; si no estuviera presente, comenzaría a girar lentamente hacia afuera desde el planeta madre. [46] La cantidad de energía producida por la fricción de las mareas dentro de Io es hasta 200 veces mayor que la que se obtiene solo de la desintegración radiactiva y disuelve una cantidad significativa del manto y el núcleo de Io. [1] Este calor se libera en forma de actividad volcánica, generando el alto flujo de calor observado (0,6 a 1,6 × 10 14 W en Io. [42] Todos los modelos relacionados con su órbita sugieren que la cantidad de calentamiento de las mareas dentro de Io cambia con el tiempo, sin embargo, la cantidad real de disipación de las mareas está en línea con el flujo de calor real observado, [42] [47] además, todos los modelos del calentamiento y la convección de las mareas no proporcionan perfiles coherentes que incluyan simultáneamente la disipación de las mareas y la convección del manto para transportar el calor a la superficie. [47][48]

Superficie

Rotación de la superficie de Io. El anillo rojo corresponde al volcán Pele .

Con base en su experiencia de explorar las superficies antiguas de la Luna, Marte y Mercurio, los científicos esperaban encontrar numerosos cráteres de impacto en la superficie de Io en las primeras imágenes de la Voyager 1. La densidad de los cráteres de impacto en la superficie di Io habría dado pistas sobre su la edad. Sin embargo, los astrónomos se sorprendieron al descubrir que la superficie estaba casi completamente desprovista de cráteres de impacto, sino que estaba salpicada de llanuras suaves y altas montañas, con calderas de diversas formas y tamaños, y flujos de lava. [49] A diferencia de la mayoría de los mundos observados hasta ese momento, la superficie de Io estaba cubierta con una gran variedad de materiales de colores (particularmente varios tonos de naranja ) de varios compuestos de azufre. [50] [51] La falta de cráteres de impacto indicó que la superficie de Io es geológicamente joven, como la superficie de la Tierra; los materiales volcánicos cubren continuamente los cráteres cuando se producen. La confirmación llegó con el descubrimiento de al menos nueve volcanes activos por la Voyager 1. [20]

La característica más evidente e importante de la superficie de Io es la presencia de numerosos volcanes activos: las distintas sondas han identificado más de 150 y, a partir de estas observaciones, se puede estimar que se encuentran presentes hasta 400 volcanes. [2]

Vulcanismo de Io

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: vulcanismo en Io .
Erupción volcánica en la región de Tvashtar reanudada por la sonda New Horizons en 2007.

El calentamiento de las mareas producido por la excentricidad orbital forzada de Io lo ha llevado a convertirse en uno de los mundos más volcánicamente activos del sistema solar, con cientos de respiraderos volcánicos y vastos flujos de lava. En el curso de una gran erupción, flujos de lava de decenas o incluso cientos de kilómetros puede ser producido, que consiste principalmente de basálticas lavas de la femic o ultrafemic tipo rica en magnesio. Los subproductos de esta actividad son el azufre , el dióxido de azufre y los silicatos piroclásticos (como la ceniza), que se elevan hasta 200 km de altura, produciendo grandes plumas en forma de paraguas y coloreando el suelo circundante de rojo, negro y blanco, creando la atmósfera moteada de Io. Algunas de las columnas volcánicas de Io se han visto extendiéndose más allá 500 km sobre la superficie antes de retroceder, [52] con el material expulsado alcanzando velocidades de aproximadamente 1 km / s, [53] [54] creando anillos rojos de más de 1000 km de diámetro. [55]

La superficie de Io está salpicada de depresiones volcánicas conocidas como paterae . [56] , que son generalmente planos y bordeados por paredes empinadas. Estas características las hacen asemejarse a las calderas terrestres, pero no se sabe si se forman de la misma forma, es decir, debido al colapso de la cámara de lava vacía [57] . A diferencia de características similares en la Tierra y Marte, estas depresiones generalmente no se encuentran en los picos de los volcanes en escudo y normalmente son más grandes, con un promedio de 41 km de diámetro, y el más grande, Loki Patera , tiene un diámetro de 202 km. [56] Cualquiera que sea el mecanismo de formación, la morfología y distribución de muchas paterae sugieren que estas formaciones están controladas estructuralmente, en su mayoría limitadas por fallas o montañas. [56] Paterae son a menudo el sitio de erupciones volcánicas, que se manifiestan como flujos de lava, que se extienden por las llanuras de paterae, como en el caso de una erupción en Gish Bar Patera en 2001, y como lagos de lava . [2] [58] Los lagos de lava pueden tener una corteza de lava que se vuelca continuamente, como en el caso de Pele, o sólo de forma episódica, como en el caso de Loki. [59] [60]

El análisis de las imágenes de la Voyager llevó a los científicos a creer que los flujos de lava estaban compuestos principalmente por varios compuestos del azufre fundido. Sin embargo, los estudios infrarrojos posteriores y las mediciones de la sonda Galileo indican que estos estaban compuestos de lava basáltica. Esta hipótesis se basa en mediciones de temperatura de los "puntos calientes" de Io, que sugieren temperaturas de al menos 1300 K con puntos de hasta 1600 K. [61] Las estimaciones iniciales sugirieron temperaturas cercanas a 2000 K [22] , pero se sobrestimaron porque el los modelos térmicos utilizados eran incorrectos. [61]

Otras formaciones

Además de las construcciones volcánicas, la superficie de Io alberga altas montañas cuya génesis aún no se comprende bien, numerosos lagos de azufre fundido, calderas volcánicas que tienen incluso kilómetros de profundidad y extensos flujos, incluso de cientos de kilómetros de longitud, de fluidos de baja viscosidad ( quizás algunos formen azufre o silicatos fundidos). El azufre y sus compuestos presentan una gran variedad de colores y son responsables de la coloración inusual de Io. Algunas hipótesis sostienen que las montañas podrían ser enormes plutones emergidos a la superficie como resultado de las continuas presiones tectónicas derivadas de la salida de lava de los principales centros volcánicos. [62]

Montañas

Tohil Mons , una montaña de Io de más de 5 km de altura, capturada por la sonda Galileo.

La superficie de Io está salpicada de más de un centenar de montañas que se han levantado a partir de las enormes compresiones que se producen en la base de su corteza de silicato . Algunos de estos picos son más altos que el Monte Everest de la Tierra. [3]

En Io hay entre 100 y 150 montañas con una altura promedio de aproximadamente 6 km , pero con un máximo de 17,5 kilometros . Las montañas aparecen como estructuras grandes y aisladas, largas en promedio 157 km . [3] Estas dimensiones requieren una estructura basada en rocas silíceas robustas y no basada en azufre . [63]

A pesar del intenso vulcanismo que le da a Io su aspecto característico, las montañas parecen ser de origen tectónico, originadas por las fuerzas compresivas en la base de su litosfera que hacen que su corteza se eleve a través de un proceso de fallamiento inverso .[64] Las tensiones compresivas que conducen a la formación de los relieves son el resultado del hundimiento del material volcánico que se emite continuamente.[64] La distribución global de la presencia de los relieves parece opuesta a la de los volcanes; las montañas dominan en áreas con baja densidad volcánica y viceversa. [65] Esto sugiere que en la litosfera de Io hay grandes regiones donde dominan las fuerzas de compresión, que conducen a la formación de relieves, o extensos, que conducen a la formación de pateræ . [66] Sin embargo, en algunos lugares las montañas y las pateræ se tocan, lo que sugiere que el magma ha aprovechado las fracturas que surgieron durante la formación de las colinas para llegar a la superficie. [56]

Le montagne di Io non hanno le caratteristiche tipiche dei vulcani e, sebbene molti siano ancora i dubbi sulla loro formazione, forniscono interessanti indicazioni sull'entità dello spessore crostale che le contiene. Per essere in grado di contenere le profonde radici di questi rilievi si è stimato uno spessore della crosta non inferiore a 30 km . [67] I più importanti rilievi sono i Boösaule Montes ( 17,5 km d'altezza), gli Euboea Montes ( 13,4 km ), lo Ionian Mons ( 12,7 km ), gli Hi'iaka Montes ( 11,1 km ) e gli Haemus Montes ( 10,8 km ). Sembra che gli Euboea Montes si siano formati per l'innalzamento di un enorme plutone poi inclinatosi di circa 6 gradi. Questa inclinazione avrebbe poi favorito la formazione di frane sul loro versante settentrionale anche grazie alla continua erosione causata dalla sublimazione di biossido di zolfo durante le ore diurne. [68]

Lave

Eruzione vulcanica ripresa dalla sonda Galileo: le due foto hanno una differenza temporale di 3 mesi

Io ha dei vulcani che spruzzano gas tossici a oltre 280 km dalla superficie. L'analisi dei dati spettroscopici e delle immagini inviate a Terra dalle sonde Voyager verso la fine degli anni settanta del XX secolo portò a concludere che le colate di lava sulla superficie di Io erano composte da vari derivati dello zolfo fuso.

Osservazioni successive, condotte dalla Terra nella banda dell' infrarosso , hanno rivelato che esse sono troppo calde per essere costituite da zolfo liquido [61] Un'ipotesi è che le lave di Io siano composte di rocce silicee fuse con composizione che può variare dal basalto alla komatiite . Recenti osservazioni condotte col Telescopio spaziale Hubble indicano che il materiale potrebbe essere ricco di sodio . [69]

Non è escluso che le diverse regioni di Io possano essere caratterizzate dalla presenza di differenti materiali. Il 12 maggio 2011 viene pubblicato uno studio di ricercatori dell'Università della California a Los Angeles, dell'Università della California a Santa Cruz e dell'Università del Michigan ad Ann Arbor, basato sui dati trasmessi dalla sonda Galileo , che dimostra la presenza di un "oceano" di magma fuso o parzialmente fuso [70] .

Acqua

A differenza delle altre lune galileiane , Io non possiede praticamente acqua anche se non viene escluso che essa possa esistere in profondità ma non viene rilevata spettroscopicamente a causa della sua instabilità superficiale. [71] Diverse possono essere le ipotesi sull'argomento. Una è probabilmente il calore eccessivo causato da Giove , che durante la formazione del satellite lo surriscaldò a tal punto da espellere tutti gli elementi volatili, acqua compresa, che nei primi milioni di anni di vita era probabilmente abbondante. [71] Altre cause, non giudicate però particolarmente efficaci per la perdita d'acqua di Io, sono la fuga termica , la fotolisi e l'interazione tra particelle cariche, mentre esperimenti di laboratorio hanno dimostrato che piuttosto efficace per la perdita del ghiaccio d'acqua risulta essere la polverizzazione catodica . Anche gli impatti meteorici potrebbero aver contribuito alla vaporizzazione dell'acqua su Io. [72]

Atmosfera

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Atmosfera di Io .
Un'aurora nell'alta atmosfera di Io in un'immagine ripresa dalla Galileo quando Io era in eclissi. I colori differenti rappresentano l'emissione di diversi componenti dell'atmosfera: il verde il sodio, il rosso l'ossigeno e il blu i gas vulcanici come l' anidride solforosa .

Io possiede una sottile atmosfera , composta principalmente da diossido di zolfo (SO 2 ) con minori percentuali di monossido di zolfo (SO), cloruro sodico (NaCl), zolfo atomico e ossigeno. [73] L'atmosfera è fortemente influenzata dalle radiazioni presenti nella magnetosfera di Giove, che la depredano costantemente dei suoi costituenti, e dagli episodi di vulcanismo sulla luna, che contribuiscono a ricostituirla. [73] Presenta una struttura non uniforme, con una densità maggiore in corrispondenza dell'equatore, dove la superficie è più calda e dove sono collocati i principali coni vulcanici; [74] qui si concentrano anche i principali fenomeni atmosferici. I più evidenti dalla Terra sono le aurore (che su Io sono quindi equatoriali e non polari).

L'atmosfera mostra variazioni significative nella densità e nella temperatura in funzione dell'ora del giorno, della latitudine, dell'attività vulcanica e della brina superficiale. La pressione massima varia tra 3,3 × 10 −5 e 3 × 10 −4 Pa (pari rispettivamente a 0,3 × 10 3 nbar ) osservate nell'emisfero opposto a Giove e lungo l'equatore, soprattutto nel primo pomeriggio quando la temperatura della superficie raggiunge il suo picco massimo. [73] [75] [76] Nei pennacchi vulcanici sono stati osservati anche picchi localizzati con pressioni tra 5 × 10 −4 e 40 × 10 −4 Pa (da 5 a 40 nbar ). [77]

La pressione raggiunge invece i valori minimi durante la notte, quando scende a punte comprese tra 0,1 × 10 −7 e 1 × 10 −7 Pa (tra 0,0001 × 10 0,001 nbar ). [73] [75]

La temperatura dell'atmosfera oscilla tra quella della superficie alle basse altitudini, dove il vapore del biossido di zolfo è in equilibrio con la sua brina superficiale, fino ai 1 800 K alle grandi altitudini dove il sottile spessore atmosferico permette il riscaldamento generato dal toro di plasma e dall' effetto Joule del flusso magnetico . [73] [75]

La bassa pressione limita gli effetti dell'atmosfera sulla superficie, eccetto per la ridistribuzione temporanea del biossido di zolfo da aree ricche di brina a zone povere e dell'espansione delle dimensioni degli anelli di deposito del materiale dei pennacchi quando esso rientra nella più densa atmosfera del lato illuminato. [73] [75]

Un'atmosfera sottile implica anche che eventuali futuri moduli di atterraggio di sonde spaziali non necessiteranno di scudi termici di protezione e richiederanno invece retrorazzi per garantire un atterraggio morbido. D'altra parte questo stesso spessore sottile implicherà la necessità di una più efficace schermatura dalle radiazioni provenienti da Giove che sarebbero invece attenuate da un'atmosfera più spessa. Tuttavia per il futuro prossimo probabilmente non sarà possibile atterrare su Io, per problematiche varie legate alla sua vicinanza a Giove ( delta-v , radiazioni), mentre è molto più verosimile una missione con sorvoli ravvicinati multipli da una sonda in orbita attorno a Giove. [78]

Io nella finzione

La più prossima a Giove delle lune galileane è stata diverse volte menzionata in opere fantascientifiche, sia letterarie che cinematografiche o televisive, e in alcuni casi Io è stato lo scenario principale sul quale si svolgeva la storia. Conosciuto per gli effetti mareali causati da Giove, dal 1979 è noto soprattutto per la sua attività vulcanica, descritta quindi da qualche autore dopo la scoperta.

In Lucky Starr e le lune di Giove , romanzo di Isaac Asimov del 1957, Io è lo scenario di un confronto fra Lucky e una spia siriana, [79] mentre in Bio of a Space Tyrant - Volume 1 - Refugee (1983), romanzo di Piers Anthony , Io viene descritto come un pianeta infernale sul quale il protagonista arriva alla ricerca di uno scienziato.

Io è lo scenario principale di The Very Pulse of the Machine , romanzo breve di Michael Swanwick , tra l'altro vincitore nel 1999 del premio Hugo per il miglior racconto breve dove viene narrata la storia di un'astronauta che tenta di sopravvivere sulla luna gioviana dopo aver avuto un incidente col rover esplorativo. [80] In Ilium , romanzo di Dan Simmons del 2003, il tubo di flusso magnetico di Io viene usato per iperaccelerare un'astronave per viaggiare in tutto il sistema solare.

Anche sul piccolo e grande schermo Io è stato spesso menzionato oppure è lo scenario nel quale si svolge la trama, come nel film Atmosfera zero del 1981, diretto da Peter Hyams e interpretato da Sean Connery , che nel film è uno sceriffo che deve indagare su alcune morti misteriose avvenute nelle miniere di titanio presenti sotto la superficie. [81] Nella miniserie britannica Space Odyssey: Voyage to the Planets , prodotta dalla BBC nel 2004, un'astronave di nome Pegasus parte per l'esplorazione del sistema solare ed Io è uno degli obiettivi della missione. Un'astronauta scende sulla superficie con una speciale tuta contro le radiazioni letali di Giove, che tuttavia non sarà sufficiente a proteggerla totalmente e la costringe ad interrompere l' attività extraveicolare prima del previsto, abbandonando alcuni degli esperimenti programmati precedentemente. [82]

Nella serie fantascientifica Babylon 5 , Io è sede di una colonia terrestre, seconda come dimensioni solo a quella di Marte. Nei pressi di Io è anche presente un "jumpgate" , un portale collegato con la stazione spaziale Babylon 5, situata nel sistema di Epsilon Eridani . [83]

Nel videogioco POD (Planet of Death, Ubisoft 1997) è colonizzato dall'umanità e diventa teatro di corse clandestine. [ senza fonte ]

Nel videogioco Destiny 2 (Bungie, 2017) è uno dei pianeti giocabili.

Nel film Io , prodotto da Netflix (2019), la luna di Giove è stata scelta come rifugio per gli uomini dopo che la Terra è divebuta inabitabile perché una sostanza tossica si è diffusa nell'aria. La colonia su Io, ad ogni modo, non viene mai mostrata nel film.

Note

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Bibliografia

Titoli generali

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  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • M. Rees, Universo. Dal big bang alla nascita dei pianeti. Dal sistema solare alle galassie più remote , Milano, Mondadori Electa, 2006, p. 512.

Titoli specifici

Sul sistema solare

  • M. Hack , Alla scoperta del sistema solare , Milano, Mondadori Electa, 2003, p. 264.
  • ( EN ) Vari, Encyclopedia of the Solar System , Gruppo B, 2006, p. 412, ISBN 0-12-088589-1 .
  • F. Biafore, In viaggio nel sistema solare. Un percorso nello spazio e nel tempo alla luce delle ultime scoperte , Gruppo B, 2008, p. 146.

Su Giove ei satelliti

Voci correlate

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