Eu (astronomie)

Dezambiguizare - Dacă sunteți în căutarea asteroidului, consultați 85 Io .

the ( Jupiter I)
Satelit de	Jupiter
Descoperire	7 ianuarie 1610
Descoperitor	Galileo Galilei
Parametrii orbitali
(pe vremea aceea J2000)
Axa semi-majoră	421 700 km
Perigiovio	420 000 km
Apogiovio	423 400 km
Circum. orbital	2 649 620 km
Perioadă orbitală	1.769137786 zile (1d 18h ​​27 '33 .5 ")
Viteza orbitală	17 263 m / s (min) 17 334 m / s (medie) 17 406 m / s (max)
Înclinarea orbitală	2,21 °
Respectă înclinația la egal. al lui Jupiter	0,05 °
Excentricitate	0,0041
Date fizice
Dimensiuni	3 660 , 0 × 3 637 , 4 × 3 630 , 6 km
Diametrul mediu	3 642,6 km
Suprafaţă	4.191 × 10 13 m²
Volum	2,53 × 10 19 m³
Masa	8,9319 × 10 22 kg
Densitate medie	3.528 × 10 3 kg / m³
Accelerare de greutate la suprafață	1,79 m / s² (0,183 g)
Viteza de evacuare	2 560 m / s
Perioada de rotație	Rotație sincronă
Viteza de rotație (la ecuator)	75,3 m / s
Înclinarea axială	nimic
Temperatura superficial	90 K (-183,2 ° C ) (min) 130 K (−143 ° C) (medie) 2 000 K (1 730 ° C) (max)
Presiunea atmosferică	urme
Albedo	0,63
Date observaționale
Aplicația Magnitude.	5,0 (mediu)
Aplicația Magnitude.	5.02
Editați datele pe Wikidata · Manual

Io este un satelit natural al lui Jupiter , cel mai interior dintre cei patru sateliți Medicean , al patrulea cel mai mare satelit al sistemului solar și cel mai dens dintre toți. Numele său derivă din cel al lui Io , unul dintre numeroșii iubitori de Zeus conform mitologiei grecești .

Cu peste 300 de vulcani activi , Io este cel mai activ obiect geologic din sistemul solar ^{[1] [2]} . Activitatea geologică extremă este rezultatul încălzirii mareelor cauzate de fricțiunile cauzate de Jupiter și de ceilalți sateliți galileeni. Mulți vulcani produc panouri de sulf și dioxid de sulf care se ridică până la 500 km deasupra suprafeței sale. Acest lucru este presărat cu peste 100 de munți care au fost ridicați prin comprimarea crustei de silicat, unele dintre aceste vârfuri ajungând să fie mai mari decât Everestul ^[3] . Spre deosebire de mulți sateliți din sistemul solar exterior, care sunt compuși în cea mai mare parte din gheață de apă, Io este compus în principal din roci de silicat care înconjoară un fier topit sau un miez de sulfură de fier . Cea mai mare parte a suprafeței lui Io este formată din câmpii mari acoperite cu sulf și dioxid de sulf înghețat.

Vulcanismul pe Io este responsabil pentru multe dintre caracteristicile sale. Fluxurile de lavă au produs schimbări mari de suprafață și au vopsit suprafața în diferite nuanțe de galben, roșu, alb, negru, verde, în mare parte datorită diferitelor alotrope și compuși ai sulfului . Numeroase fluxuri de lavă de peste 500 km lungime marchează suprafața Io, iar materialele produse de vulcanism au format o atmosferă subțire pătată și au creat, de asemenea, un toro plasmatic în jurul lui Jupiter.

Io a jucat un rol semnificativ în dezvoltarea astronomiei în secolele XVII și XVIII : descoperit în 1610 de Galileo Galilei , împreună cu ceilalți sateliți galileeni, studiul său a favorizat adoptarea modelului copernican al sistemului solar, până la dezvoltarea lui Kepler. legile privind mișcarea planetelor și au servit pentru o primă estimare a vitezei luminii . De pe Pământ, Io a rămas doar un punct de lumină până la sfârșitul secolului al XIX-lea , când a devenit posibilă rezolvarea trăsăturilor sale de suprafață mai mari, cum ar fi regiunile polare roșu închis și zonele ecuatoriale luminoase. În 1979, cele două sonde Voyager au dezvăluit activitatea geologică a Io, care are numeroase formațiuni vulcanice, munți mari și o suprafață tânără, fără cratere de impact . Sonda Galileo a făcut câteva treceri strânse între anii 1990 și începutul secolului 21 , obținând date despre structura internă și compoziția lui Io, dezvăluind relația dintre magnetosfera lui Io și Jupiter și existența unei centuri de radiații centrate pe orbita luna. Io primește aproximativ 3600 rem (36 Sv ) de radiații pe zi. ^[4]

Observații suplimentare au fost făcute de nava spațială Cassini-Huygens în 2000 și de New Horizons în 2007 și pe măsură ce tehnologia de observare a progresat, prin telescoape terestre și telescopul spațial Hubble .

Istoria observațiilor

Descoperire și denumire

Galileo , descoperitorul lui Io

Prima observație raportată a lui Io a fost făcută de Galileo Galilei la 7 ianuarie 1610 cu un telescop refractor la mărire 20 la Universitatea din Padova . Cu toate acestea, în această observație, este posibil ca Galileo să nu fi fost capabil să „separe” Io și Europa din cauza puterii reduse a telescopului său, astfel încât cele două luni au fost înregistrate ca un singur punct de lumină. Europa și Io au fost văzuți separat pentru prima dată în timpul observațiilor lui Galileo asupra sistemului Jupiter a doua zi, 8 ianuarie 1610 (data descoperirii IAU pentru Io) ^[5] . Descoperirea lui Galileo a lui Io și a celorlalți sateliți ai lui Jupiter au fost publicate în Sidereus Nuncius , în martie 1610 ^[6] . În Mundus Jovialis , publicat în 1614, Simon Marius a susținut că a descoperit Io și celelalte luni joviene în 1609, cu o săptămână înainte de descoperirea lui Galileo. Galileo s-a îndoit de această afirmație și a respins opera lui Marius, acuzându-l de plagiat . În orice caz, prima observație a lui Marius a avut loc la 29 decembrie 1609 din calendarul iulian , care este echivalent cu 8 ianuarie 1610 din calendarul gregorian ^[7] , folosit de Galileo, care, prin urmare, a descoperit cu siguranță lunile joviene înainte de Marius ^[8] .

Numele Io , împreună cu alte câteva, a fost sugerat de Simon Marius în 1614 - la câțiva ani după descoperirea satelitului de către Galileo - în tratatul de astronomie „Mundus Iovialis anno MDCIX Detectus Ope Perspicilli Belgici” , dar atât acest nume, cât și cele propuse pentru ceilalți sateliți galileeni au căzut în curând în desuetudine și nu au mai fost folosiți până la mijlocul secolului al XX-lea . În mare parte din literatura astronomică din perioada precedentă, Io a fost indicat prin desemnarea numerică (un sistem introdus chiar de Galileo) a lui Jupiter I sau, pur și simplu, ca „ primul satelit al lui Jupiter ”.

De la descoperire la epoca spațială

Edward Emerson Barnard a observat diferențele dintre regiunile ecuatoriale și polare.

În următoarele două secole și jumătate, Io a rămas un punct de lumină nerezolvat de magnitudine 5 în telescoapele vremii. În secolul al XVII-lea , Io și ceilalți sateliți galileeni au servit mai multe scopuri, cum ar fi determinarea longitudinii ^[9] , pentru a valida a treia lege a mișcării planetare a lui Kepler și pentru a determina timpul necesar luminii pentru a călători între Jupiter și Pământ. Pe baza efemeridei produse de astronomul Giovanni Cassini și alții, Pierre-Simon Laplace a creat o teorie matematică pentru a explica orbitele rezonante ale lui Io, Europa și Ganymede ^[6] . Mai târziu, această rezonanță a fost indicată pentru a provoca efecte profunde asupra geologiilor celor trei luni.

Îmbunătățirea capacității de rezolvare a telescoapelor la sfârșitul secolului al XIX-lea și începutul secolului al XX-lea a permis astronomilor să rezolve caracteristicile de suprafață mai mari ale Io. În 1890, Edward E. Barnard a fost primul care a observat schimbările de luminozitate ale Io în regiunile ecuatoriale și polare, stabilind că acest lucru se datorează diferențelor de culoare și albedo dintre cele două regiuni și nu datorită formei oului Eu, așa cum a propus atunci astronomul William Pickering , și care nu erau două obiecte separate, așa cum a propus inițial Barnard ^{[10] [11] [12]} . Observațiile ulterioare au confirmat diferența de culoare a regiunilor polare (roșu-maro) comparativ cu cele ecuatoriale (galben-alb) ^[13] .

Observațiile telescopice de la mijlocul secolului al XX-lea au sugerat natura neobișnuită a lui Io. Observațiile spectroscopice au indicat că suprafața lui Io era lipsită de gheață de apă (o substanță abundentă în ceilalți sateliți din Galileea) ^[14] . Aceleași observații au sugerat o suprafață dominată de compuși de sodiu și sulf evaporați ^[15] . Observațiile radiotelescopice au dezvăluit influența Io asupra magnetosferei lui Jupiter , după cum demonstrează unele explozii legate de perioada orbitală a Io ^[16] .

Misiuni spațiale

Același subiect în detaliu: Explorarea Io .

Un mozaic al imaginilor Voyager 1 care arată regiunea polară sudică.

Primele sonde care au trecut aproape de Io au fost gemenii Pioneer 10 și Pioneer 11 la 3 decembrie 1973 și , respectiv, 2 decembrie 1974 . ^[17] Urmărirea radio a furnizat o estimare mai precisă a masei și mărimii lui Io, sugerând că are cea mai mare densitate a celor patru sateliți galileeni și este compusă în principal din roci silicioase și nu gheață de apă . ^[18]

Cele două sonde Pioneer au dezvăluit, de asemenea, prezența unei atmosfere subțiri și a unei benzi intense de radiații în jurul orbitei lui Io. Camerele de la bordul Pioneer 11 au reușit, de asemenea, să facă o fotografie bună a regiunii Polului Nord. ^[19] Pioneer 10 trebuia să facă imagini de aproape în timpul zborului, dar fotografiile s-au pierdut din cauza câmpului intens de radiații. ^[17]

Echipate cu o tehnologie mai avansată, sondele Voyager 1 și Voyager 2 din 1979 au surprins imagini mai detaliate ale pionierilor: Voyager 1 a dezvăluit pene care se ridicau de pe o suprafață relativ tânără caracterizată prin câmpii de curgere a lavei și munți mai înalți decât Everest, demonstrând că Io era geologic activ. ^[20] Voyager 2, care a trecut 4 luni mai târziu, a confirmat că toți vulcanii observați de Voyager 1 erau încă activi, cu excepția lui Pele, și că au avut loc mai multe schimbări de suprafață în intervalul de timp dintre cele două sonde. ^[21]

Imagine făcută de nava spațială Galileo care arată o pată întunecată produsă de o mare erupție la Pillan Patera în 1997

Sonda Galileo , destinată studierii sistemului Jupiter, în ciuda unor defecțiuni cauzate parțial de radiația provenită de la Jupiter, a raportat rezultate semnificative, descoperind că Io are, ca și planetele majore, un miez de fier. El a observat mai multe erupții vulcanice în flyovers sale apropiate și a descoperit că magma era compus din silicati bogate în magneziu , comun în femic și ultrafemic rocă magmatică . ^[22]

Cassini și New Horizons au monitorizat vulcanismul lui Io în călătoriile lor către Saturn și, respectiv , Pluto , ^{[23] [24]} New Horizons a captat, de asemenea, imagini lângă Girru Patera în primele etape ale unei erupții și alte câteva erupții care au avut loc din timpul lui Galileo . ^[24] Juno , care a ajuns în sistemul Jupiter în 2016 cu scopul principal de a studia câmpul magnetic al lui Jupiter, va monitoriza, de asemenea, activitatea vulcanică a lui Io cu spectrometrul în infraroșu apropiat.

Pentru viitor,ESA planifică o misiune la Jupiter numită Jupiter Icy Moons Explorer, care va ajunge în sistemul Jupiter în 2030. Deși este destinată studierii celorlalte 3 luni principale ale lui Jupiter, va fi în continuare capabilă să monitorizeze activitatea vulcanică. de Io. ^{[25] [26]} Un proiect Io cu costuri reduse este propunerea NASA numită Io Volcano Observer (IVO), o navă spațială care ar face câteva zboruri apropiate ale Io și ar ajunge în sistemul Jovian în 2026. ^[27]

Parametrii orbitali

Rezonanța Laplace dintre Io, Europa și Ganymede.

Io este cel mai interior dintre sateliții galileeni , poziționat între Teba și Europa și este al cincilea satelit întâlnit din interior. Io orbitează în jurul lui Jupiter la o distanță de 421 800 km de centrul planetei ea 350 000 km de vârful norilor săi; durează 42.456 de ore pentru a-și completa orbita, ceea ce implică faptul că o bună parte a mișcării sale poate fi detectată în timpul unei singure nopți de observare. Este în rezonanță orbitală 2: 1 cu Europa și 4: 1 cu Ganimede . Această rezonanță ajută la stabilizarea excentricității orbitale de 0,0041, care la rândul său constituie principala sursă de căldură pentru activitatea sa geologică . ^{[28] [29]} Fără această excentricitate, orbita lui Io ar fi circulară, reducându-și astfel activitatea geologică după stabilizarea mareelor .

La fel ca ceilalți sateliți din Jupiter și Luna Pământului, rotația lui Io este sincronizată cu perioada sa orbitală și, prin urmare, satelitul arată întotdeauna aceeași față cu Jupiter. Această sincronie este utilizată și în definirea sistemului longitudinal al satelitului. Meridianul fundamental al Io intersectează cei doi poli nord și sud și ecuatorul la punctul sub-jovian; cu toate acestea, nu au fost identificate încă caracteristici de suprafață pentru a fi atribuite ca referință unică pentru acest meridian. Partea orientată spre planetă este numită emisfera sub-joviană , în timp ce partea opusă este numită emisfera anti-joviană . Mai mult, emisfera anterioară este definită ca partea orientată în direcția mișcării și emisfera posterioară cea orientată în direcția opusă. ^[30]

Interacțiuni cu câmpul magnetic al lui Jupiter

Diagrama magnetosferei lui Jupiter care arată torul plasmatic (în roșu), sodiul neutru care înconjoară Io (în galben), tubul de curgere al Io (în verde) și liniile câmpului magnetic (în albastru).

Io joacă un rol semnificativ în modelarea câmpului magnetic Jupiter, acționând ca un generator electric care poate dezvolta un curent electric de 3 milioane de amperi ^[31] , eliberând ioni care fac câmpul magnetic al lui Jupiter de două ori mai mare decât ar fi fără. Io. Magnetosfera lui Jupiter lovește gazele și praful atmosferei subțiri a lui Io cu o rată de 1 tonă pe secundă. ^[32] Acest material, originar din activitatea vulcanică a Io, este compus în mare parte din sulf ionizat și atomic, oxigen și clor . ^{[32] [33]} Materia, în funcție de compoziția și ionizarea sa, curge în mai mulți nori neutri (neionizați) și centuri de radiații ale magnetosferei lui Jupiter și, în unele cazuri, este expulzată din sistemul jovian. În timpul unei întâlniri cu Jupiter în 1992, sonda Ulysses a dezvăluit că un flux de particule de mărimea lui 10 μm fuseseră expulzați din sistemul Jovian și că particulele de praf, care călătoreau cu viteza de câțiva kilometri pe secundă, erau compuse în principal din clorură de sodiu . ^{[33] [34]} Sonda Galileo a arătat că aceste fluxuri de praf provin de la Io, deși nu este clar cum se formează. ^[35]

Materialul care scapă de atracția gravitațională a Io formează un tor plasmatic care se împarte în esență în trei părți: partea exterioară, care este mai caldă, este chiar în afara orbitei Io; mai intern există una extinsă compusă din materiale neutre și plasmă de răcire, situată la aproximativ aceeași distanță de la Io la Jupiter, în timp ce partea internă a torului este cea mai „rece”, compusă din particule care spiralează încet spre Jupiter. ^[32]

Interacțiunea dintre atmosfera lui Io, câmpul magnetic al lui Jupiter și norii regiunilor polare ale gigantului gazos produc un curent electric cunoscut sub numele de tub de curgere al lui Io , care generează aurore atât în ​​regiunile polare ale lui Jupiter, cât și în atmosfera din. ^[32] Influența Io are, de asemenea, un impact puternic asupra emisiilor radio provenite de la Jupiter și direcționate spre Pământ: de fapt, când Io este vizibil de pe planeta noastră, semnalele radio cresc considerabil. ^{[16] [32]}

Structura interna

Structura internă a Io.

Spre deosebire de majoritatea sateliților sistemului solar exterior , care sunt compuși în principal dintr-un amestec de gheață de apă și silicați, Io pare să aibă o compoziție similară cu cea a planetelor terestre , compusă în principal din roci silicioase topite. ^[36]

Io are o densitate de 3,5275 g / cm³ , mai mare decât orice lună din sistemul solar și semnificativ mai mare decât cel al celorlalți sateliți galileeni și mai mare decât densitatea Lunii. ^[36] Modelele Io bazate pe măsurători Voyager și Galileo sugerează că interiorul său este diferențiat între o crustă bogată în silicat și manta, un miez de fier topit sau fier și sulf. ^[37] Nucleul Io constituie aproximativ 20% din masa sa totală ^[38] și, în funcție de cantitatea de sulf prezentă, nucleul are o rază cuprinsă între 350 și 650 km dacă ar fi compus aproape în întregime din fier sau între 550 și 900 km pentru un miez format dintr-un amestec de fier și sulf. Magnetometrul lui Galileo nu a reușit să detecteze un câmp magnetic intern intrinsec Io, sugerând că nucleul nu este convectiv . ^[39]

Modelele din interiorul Io sugerează că mantaua este compusă din cel puțin 75% forsterit , un mineral bogat în magneziu și are o compoziție similară cu cea a meteoriților , în special a celor din condrite L și LL , cu un conținut de fier mai mare (comparativ cu siliciu) al Pământului și al Lunii, deși mai mic decât cel al lui Marte . ^{[40] [41]}

S-a observat un flux de căldură pe Io care sugerează că 10-20% din mantaua poate fi în stare topită. ^[42] O re-analiză a datelor de la magnetometrul Galileo în 2009 a dezvăluit în cele din urmă prezența unui câmp magnetic indus de Io, care ar putea fi explicat prin prezența unui ocean de magmă cu o grosime de 50 km sub suprafață, care este echivalent până la aproximativ 10% din mantaua lui Io și a cărei temperatură este în jur de 1200 ° C.^[43] Analize suplimentare publicate în 2011 au confirmat prezența acestui ocean magmatic. ^[44]

Litosfera Io, compusă din bazalt și sulf depuse de vulcanismul extins prezent la suprafață, are o grosime de cel puțin 12 km și probabil nu mai mult de 40 km. ^{[38] [45]}

Încălzire la maree

Spre deosebire de Pământ și Lună, principala sursă de căldură internă a lui Io nu este cauzată de decăderea izotopilor, ci de forțele de maree ale lui Jupiter și de rezonanța orbitală cu Europa și Ganymede. ^[29] Această încălzire depinde de distanța Io de Jupiter, de excentricitatea sa orbitală , de compoziția nucleului și de starea sa fizică. ^[42] Rezonanța sa cu Europa și Ganymede păstrează excentricitatea lui Io neschimbată în timp și împiedică disiparea mareelor ​​din interiorul său să circule pe orbită . Rezonanța orbitală ajută și la menținerea neschimbată a distanței lui Io de Jupiter; dacă nu ar fi prezent, ar începe încet să se întoarcă în spirală dinspre planeta mamă. ^[46] Cantitatea de energie produsă de fricțiunea mareelor ​​în Io este de până la 200 de ori mai mare decât cea obținută numai din dezintegrarea radioactivă și dizolvă o cantitate semnificativă de manta și nucleu a lui Io. ^[1] Această căldură este eliberată sub formă de activitate vulcanică, generând fluxul de căldură ridicat observat (0,6 până la 0,6%) 1,6 × 10 ¹⁴ W pe Io. ^[42] Toate modelele legate de orbita sa sugerează că cantitatea de încălzire a mareelor ​​din interiorul Io se modifică în timp, cu toate acestea, cantitatea reală de disipare a mareelor ​​este în concordanță cu fluxul de căldură observat efectiv ^{[42] [47] în} plus, toate modelele de încălzire și convecție a mareelor ​​nu oferă profile coerente care includ simultan disiparea mareelor ​​și convecția mantalei pentru a transporta căldura la suprafață. ^[47][48]

Suprafaţă

Redați fișierul media

Rotația suprafeței Io. Inelul roșu corespunde vulcanului Pele .

Pe baza experienței lor din explorarea suprafețelor antice ale Lunii, Marte și Mercur, oamenii de știință se așteptau să găsească numeroase cratere de impact pe suprafața Io în primele imagini din Voyager 1. Densitatea craterelor de impact de suprafață di Io ar fi dat indicii vârstă. Cu toate acestea, astronomii au fost surprinși să constate că suprafața era aproape în totalitate lipsită de cratere de impact, dar era în schimb presărată cu câmpii netede și munți înalți, cu caldere de diferite forme și dimensiuni și fluxuri de lavă. ^[49] Spre deosebire de majoritatea lumilor observate până în acel moment, suprafața lui Io era acoperită cu o mare varietate de materiale colorate (în special diferite nuanțe de portocaliu ) din diferiți compuși ai sulfului. ^{[50] [51]} Lipsa craterelor de impact a indicat faptul că suprafața lui Io este geologic tânără, la fel ca suprafața Pământului; materialele vulcanice acoperă continuu craterele atunci când sunt produse. Confirmarea a venit odată cu descoperirea a cel puțin nouă vulcani activi de către Voyager 1. ^[20]

Cea mai evidentă și importantă caracteristică a suprafeței Io este prezența a numeroși vulcani activi : peste 150 au fost identificați de diferitele sonde și, pe baza acestor observații, se poate estima că sunt prezenți până la 400 de vulcani. ^[2]

Vulcanismul lui Io

Același subiect în detaliu: Vulcanismul pe Io .

Erupția vulcanică din regiunea Tvashtar a fost reluată de sonda New Horizons în 2007.

Încălzirea mareelor ​​produsă de excentricitatea orbitală forțată a lui Io a determinat-o să devină una dintre cele mai vulcanice lumi active din sistemul solar, cu sute de orificii vulcanice și vaste fluxuri de lavă. În cursul unei erupții mare, lava curge de zeci sau sute de kilometri chiar pot fi produse, cea mai mare parte din format bazaltice lavas ale femic sau ultrafemic tip bogat în magneziu. Subprodusele acestei activități sunt sulful , dioxidul de sulf și silicații piroclastici (cum ar fi cenușa), care sunt suflate până la 200 km înălțime, produc panouri mari în formă de umbrelă și colorează solul înconjurător în roșu, alb-negru, creând atmosfera pătată de Io. Unele dintre penele vulcanice ale lui Io au fost văzute extinzându-se dincolo La 500 km deasupra suprafeței înainte de a cădea înapoi, ^[52] cu materialul expulzat atingând viteze de aproximativ 1 km / s, ^{[53] [54]} creând inele roșii de peste 1000 km în diametru. ^[55]

Suprafața lui Io este presărată cu depresiuni vulcanice cunoscute sub numele de paterae . ^[56] , care sunt în general plane și mărginite de pereți abrupți. Aceste caracteristici le fac să semene cu calderele terestre, dar nu se știe dacă sunt formate în același mod, adică din cauza prăbușirii camerei de lavă goală ^[57] . Spre deosebire de caracteristicile similare de pe Pământ și Marte, aceste depresiuni nu se găsesc, în general, în vârfurile vulcanilor-scut și sunt în mod normal mai mari, având în medie 41 km în diametru, cel mai mare, Loki Patera , având un diametru de 202 km. ^[56] Indiferent de mecanismul de formare, morfologia și distribuția multor patere sugerează că aceste formațiuni sunt controlate structural, în mare parte delimitate de defecte sau munți. ^[56] Paterae sunt adesea locul erupțiilor vulcanice, care se manifestă atât ca fluxuri de lavă, care se răspândesc pe câmpiile paterae, ca în cazul unei erupții la Gish Bar Patera în 2001, cât și ca lacuri de lavă . ^{[2] [58]} Lacurile de lavă pot avea o crustă de lavă care se răstoarnă continuu, ca în cazul Pele, sau pot fi atât de episodice, ca în cazul Loki. ^{[59] [60]}

Analiza imaginilor Voyager i-a determinat pe oamenii de știință să creadă că fluxurile de lavă erau compuse în principal din diverși compuși ai sulfului topit. Cu toate acestea, studiile și măsurătorile ulterioare în infraroșu din sonda Galileo indică faptul că acestea au fost compuse din lavă bazaltică. Această ipoteză se bazează pe măsurători de temperatură ale „punctelor fierbinți” ale lui Io, care sugerează temperaturi de cel puțin 1300 K cu puncte de până la 1600 K. ^[61] Estimările inițiale au sugerat temperaturi apropiate de 2000 K ^[22] , dar au fost supraestimate deoarece modelele termice utilizate au fost greșite. ^[61]

Alte formațiuni

Pe lângă clădirile vulcanice, suprafața Io găzduiește munți înalți a căror geneză nu este încă bine înțeleasă, numeroase lacuri de sulf topit, calde vulcanice adânci chiar și la kilometri și debituri extinse, chiar sute de kilometri lungime, de fluide cu vâscozitate scăzută ( poate unii formează sulf sau silicați fuzionați). Sulful și compușii săi prezintă o mare varietate de culori și sunt responsabili de colorarea neobișnuită a Io. Unele ipoteze susțin că munții ar putea fi plutoni uriași la suprafață ca urmare a presiunilor tectonice continue care decurg din scurgerea lavei din principalele centre vulcanice. ^[62]

Munţi

Tohil Mons , un munte din Io înalt de peste 5 km, capturat de sonda Galileo.

Suprafața lui Io este presărată cu peste o sută de munți care s-au ridicat din compresiunile enorme care apar la baza crustei sale de silicat . Unele dintre aceste vârfuri sunt mai înalte decât Muntele Everest al Pământului. ^[3]

Pe Io există între 100 și 150 de munți cu o înălțime medie de aproximativ 6 km , dar cu maxim 17,5 km . Munții apar ca structuri mari, izolate, lungi în medie 157 km . ^[3] Aceste dimensiuni necesită o structură bazată pe roci silicioase robuste și nu pe bază de sulf . ^[63]

În ciuda vulcanismului intens care îi conferă lui Io aspectul caracteristic, munții par a fi de origine tectonică, provenind din forțele de compresie de la baza litosferei sale care determină creșterea crustei sale printr-un proces de defectare inversă .^[64] Tensiunile de compresiune care duc la formarea reliefurilor sunt rezultatul cedării materialului vulcanic care este emis continuu.^[64] Distribuția globală a prezenței reliefurilor apare opusă celei a vulcanilor; munții domină în zonele cu densitate vulcanică redusă și invers. ^[65] Acest lucru sugerează că în litosfera Io există regiuni mari în care domină forțele de compresiune, care duc la formarea de reliefuri, sau cele extinse, care duc la formarea paterelor . ^[66] Cu toate acestea, în unele locuri, munții și paterele ajung să se atingă, sugerând că magma a exploatat fracturile care au apărut în timpul formării dealurilor pentru a ajunge la suprafață. ^[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

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

Bibliografia

Titoli generali

• ( EN ) George Forbes, History of Astronomy , Londra, Watts & Co., 1909.
• ( EN ) Albrecht Unsöld, The New Cosmos , New York, Springer-Verlag, 1969.
• HL Shipman, L'Universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia , Bologna, Zanichelli, 1984, ISBN 88-08-03170-5 .
• H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli –BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
• 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

• ( EN ) AG Davies, Keszthelyi, LP; Harris, AJL, The thermal signature of volcanic eruptions on Io and Earth , in Journal of Volcanology and Geothermal Research , vol. 194, n. 4, 2010, pp. 75-99, DOI : 10.1016/j.jvolgeores.2010.04.009 .
• ( EN ) Eric Burgess,By Jupiter: Odysseys to a Giant , New York, Columbia University Press, 1982, ISBN 0-231-05176-X .
• ( EN ) John H. Rogers, The galilean satellites , in The Giant Planet Jupiter , Cambridge, Cambridge University Press, 1995, ISBN 0-521-41008-8 , OCLC 219591510 . URL consultato il 7 maggio 2009 .
• ( EN ) Reta Beebe, Jupiter: The Giant Planet , 2ª ed., Washington, Smithsonian Institute Press, 1996, ISBN 1-56098-685-9 .
• ( EN ) AA.VV., The New Solar System , a cura di Kelly J. Beatty; Carolyn Collins Peterson; Andrew Chaiki, 4ª ed., Massachusetts, Sky Publishing Corporation, 1999, ISBN 0-933346-86-7 , OCLC 39464951 .
• ( EN ) DC Jewitt; S. Sheppard ; C. Porco, F. Bagenal; T. Dowling; W. McKinnon, Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere ( PDF ), Cambridge, Cambridge University Press, 2004, ISBN 0-521-81808-7 . URL consultato il 24 marzo 2015 (archiviato dall' url originale il 14 giugno 2007) .
• ( EN ) Linda T. Elkins-Tanton, Jupiter and Saturn , New York, Chelsea House, 2006, ISBN 0-8160-5196-8 .

Voci correlate

• Europa (astronomia)
• Callisto (astronomia)
• Ganimede (astronomia)
• Marea crostale di Io e vulcanesimo

Altri progetti

• Wikiquote contiene citazioni di o su Io
• Wikizionario contiene il lemma di dizionario « Io »
• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su Io

Collegamenti esterni

Informazioni generali

• Profilo di Io sul sito della NASA Solar System Exploration , su solarsystem.nasa.gov . URL consultato il 2 maggio 2019 (archiviato dall' url originale il 7 novembre 2015) .
• Profilo di Io sul sito di Bill Arnett Nine Planets , su nineplanets.org .
• Profilo di Io sul sito Windows to the Universe , su windows2universe.org . URL consultato il 16 aprile 2015 (archiviato dall' url originale il 17 aprile 2015) .
• Profilo di Io sul sito di Calvin Hamilton Views of the Solar System , su solarviews.com .

Filmati

• Movie of Io's rotation from the National Oceanic and Atmospheric Administration
• Paul Schenk's 3D images and flyover videos of Io and other outer solar system satellites , su stereomoons.blogspot.com . URL consultato il 2 maggio 2019 (archiviato dall' url originale il 15 maggio 2019) .

Galleria d'immagini

• Catalog of NASA images of Io , su photojournal.jpl.nasa.gov .
• Galileo Image Releases , su pirlwww.lpl.arizona.edu . URL consultato il 2 maggio 2019 (archiviato dall' url originale il 23 ottobre 2008) .
• New Horizons LORRI Raw Images, includes numerous Io images , su pluto.jhuapl.edu .
• New Horizons Image Releases , su pluto.jhuapl.edu . URL consultato il 23 novembre 2011 (archiviato dall' url originale il 1º marzo 2007) .

Mappe

• Io global basemaps from the USGS's planetary geology website based on Galileo and Voyager images
• Io nomenclature and Io map with feature names from the USGS planetary nomenclature page

Riferimenti addizionali

• The Calendars of Jupiter , su martiana.org . URL consultato il 15 luglio 2004 (archiviato dall' url originale il 19 febbraio 2004) .
• Io dynamo from educational website The Exploration of the Earth's Magnetosphere
• The Conundrum Posed by Io's Minimum Surface Temperatures ( PDF ), su cosis.net .
• Io Mountain Database , su planetologia.elte.hu .
• Paul Geissler's research on Cassini observations of Io's visible aurorae , su astrogeology.usgs.gov .
• The Gish Bar Times , Jason Perry's Io-related blog

V · D · M Satelliti naturali di Giove
Gruppo di Amaltea	Metis · Adrastea · Amaltea · Tebe
Satelliti medicei	Io · Europa · Ganimede · Callisto
Gruppo di Imalia	Leda · Imalia · Ersa · Pandia · Lisitea · Elara · Dia
Gruppo di Ananke	Euporia · Eufeme · S/2003 J 18 · S/2010 J 2 · Telsinoe · Euante · Elice · Ortosia · S/2017 J 17 · S/2016 J 1 · S/2017 J 3 · Giocasta · S/2003 J 16 · Prassidice · Arpalice · Mneme · Ermippe · Tione · S/2017 J 9 · Ananke
Gruppo di Carme	S/2011 J 1 · Erse · Etna · Cale · Taigete · S/2003 J 19 · Caldene · S/2003 J 10 · Erinome · Callicore · S/2017 J 5 · S/2017 J 8 · Calice · Carme · S/2017 J 2 · Pasitea · S/2010 J 1 · Eucelade · Arche · Isonoe · S/2003 J 9 · Eirene
Gruppo di Pasifae	S/2017 J 6 · Filofrosine · S/2003 J 23 · Aede · Calliroe · Euridome · Core · Cillene · S/2011 J 2 · S/2017 J 1 · S/2003 J 4 · Pasifae · Egemone · Sinope · Sponde · Autonoe · Megaclite
Altre	Temisto · Carpo · Valetudo · S/2003 J 12 · S/2003 J 2

Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare