Io Jupiter I | |
Io luată în 1999 de Galileo | |
Tip | Satelitul natural al lui Jupiter |
---|---|
Caracteristici orbitale ( Epoca 16 ianuarie 1997) | |
Axa semi-majoră | 421.800 km |
Periapsis | 420.000 km |
Apoapsis | 423.400 km |
Excentricitate | 0,004 1 |
Perioada revoluției | 1.769 d |
Înclinare | 0,036 ° |
Caracteristici fizice | |
Diametru | 3.643,2 ± 1,0 km |
Masa | 8,93 × 10 22 kg |
Densitatea medie | (3,528 ± 0,006) × 10 3 kg / m 3 |
Gravitația suprafeței | 1,80 m / s 2 |
Viteza de eliberare | 2,6 km / s |
Perioada de rotație | 1,769 d sincron |
Magnitudine aparentă | 5.02 la opoziție |
Albedo mediu | 0,63 ± 0,02 |
Temperatura suprafeței | medie: 130 K min: 80 K max: 2000 K |
Caracteristicile atmosferei | |
Presiune atmosferică | Urme |
Descoperire | |
Descoperitor | Galileo |
Data descoperirii | 8 ianuarie 1610 |
Denumire (denumiri) | |
Io , sau Jupiter I , este un satelit natural al lui Jupiter . Mai exact, este a treia cea mai mare lună galileană și cea cu cea mai apropiată orbită de planeta Jupiter , având o axă semi- majoră de 421.800 de kilometri și o perioadă de revoluție de aproximativ 42 de ore. Este, de asemenea, a patra lună ca mărime din Sistemul Solar , cea mai densă dintre ele și obiectul astronomic cunoscut care conține cea mai mică cantitate de apă .
Cu peste 400 de vulcani activi , Io este cel mai activ obiect geologic din sistemul solar . Această activitate geologică extremă este rezultatul unei încălziri a mareelor datorată fricțiunii generate în interiorul lunii de interacțiunile gravitaționale cu Jupiter și ceilalți sateliți galileeni - în special Europa și Ganimedes cu care se află în rezonanță orbitală . Acești vulcani produc pene de sulf și dioxid de sulf care se ridică cu câteva sute de kilometri deasupra suprafeței și apoi acoperă vastele câmpii ale lunii cu un strat înghețat de material. Plumele, asociate fluxurilor de lavă care se pot extinde pe o lungime de peste 500 km , produc schimbări mari de suprafață și o vopsesc în diferite nuanțe de galben, roșu, alb, negru și verde. Materialele produse de acest vulcanism constituie, pe de o parte, atmosfera subțire și neuniformă a Io și, pe de altă parte, produc un tor mare de plasmă în jurul lui Jupiter datorită interacțiunii lor cu magnetosfera planetei .
Această zonă este, de asemenea, presărată cu peste 100 de munți care sunt ridicați de fenomene tectonice la baza crustei de silicat . Unele dintre aceste vârfuri sunt mai înalte decât Muntele Everest , deși raza Io este de 3,5 ori mai mică decât cea a Pământului și aproximativ egală cu cea a Lunii . Spre deosebire de majoritatea lunilor din sistemul solar exterior , care sunt în mare parte realizate din gheață de apă , Io este alcătuit din roci de silicat care înconjoară un miez de fier topit sau pirită .
În XVII - lea și XVIII - lea de secole, Io joacă un rol important în dezvoltarea astronomiei . Primul observat înIanuarie 1610de către Galileo împreună cu ceilalți sateliți galileeni, această descoperire promovează, de exemplu, adoptarea modelului copernican al sistemului solar. Este astronomul Simon Marius , care pretinde că a descoperit steaua înaintea lui Galileo Galileo, care o numește astfel, după personajul mitologiei grecești Io , preoteasă a Herei și iubitoare de Zeus . La sfârșitul XIX - lea secol , în cele din urmă a devenit posibil să se rezolve caracteristicile de suprafață, cum ar fi de culoare închisă , roșii polare și ecuatoriale acele regiuni luminoase. În 1979, sondele spațiale ale programului Voyager au dezvăluit activitatea sa geologică și caracteristicile suprafeței sale tinere fără cratere de impact . Apoi, Galileo a efectuat mai multe zboruri strânse în anii 1990 și începutul anilor 2000, obținând date despre structura sa internă, compoziția suprafeței și influența asupra magnetosferei lui Jupiter. De atunci, alte observații sunt făcute de sondele Cassini , New Horizons și Juno , precum și de pe Pământ prin intermediul telescoapelor de la sol sau a telescopului spațial Hubble .
Semiaxa mare a orbitei lui Io in jurul lui Jupiter este de 421,700 de km de centrul planetei. Această orbită este între cele din Tebă și Europa ; Io este cel de-al 5- lea satelit cel mai apropiat de Jupiter și cel mai interior al lunilor galileene . Perioada sa de revoluție este de 42,5 ore .
Io este în rezonanță orbitală 2: 1 cu Europa și 4: 1 cu Ganimede : când Europa călătorește pe o orbită, Io călătorește două; în mod similar, Io încheie patru orbite pentru doar una din Ganimedes - deoarece există mai multe obiecte rezonante, se vorbește și despre rezonanța Laplace. Această rezonanță menține excentricitatea orbitală a Io (0,0041) și astfel produce principala sursă de căldură pentru activitatea sa vulcanică . Fără această excentricitate forțată, orbita lui Io ar deveni mai circulară, ducând la o activitate geologic foarte slabită.
La fel ca ceilalți sateliți galileeni - și în mod similar cu Luna față de Pământ - Io are o rotație sincronă : perioada de revoluție este aceeași cu perioada de rotație, ceea ce înseamnă că luna păstrează întotdeauna aceeași față îndreptată spre Jupiter. . Această caracteristică face posibilă definirea sistemului de longitudini pe Io: meridianul său principal și ecuatorul său se întâlnesc în punctul subjovian. De asemenea, latura lui Io cu care se confruntă întotdeauna Jupiter este cunoscută sub numele de emisfera subjoviană, în timp ce latura care este întotdeauna orientată spre exterior este cunoscută sub numele de emisfera anti-joviană. Partea Io care se confruntă întotdeauna cu direcția în care Io se mișcă pe orbita sa se numește emisfera frontală, în timp ce latura care se confruntă întotdeauna cu direcția opusă se numește emisfera posterioară.
De la suprafața lui Io, Jupiter ar fi subtend un arc care se apropia de 18,5 °, făcând ca Jupiter să pară de aproximativ 37 de ori dimensiunea aparentă a Lunii pe cerul Pământului. Aceasta corespunde unei suprafețe aparente pe cer de aproximativ 1.370 de ori mai mare.
Io este puțin mai mare decât Luna : raza sa medie este de 1.821,5 km - cu aproximativ 5% mai mult decât Luna - iar masa sa este de 8.931 9 × 10 22 kg - cu aproximativ 21% mai mult decât cea a Lunii. Satelitul are forma unui elipsoid de revoluție , axa cea mai mare fiind îndreptată spre Jupiter, ca o consecință a rotației sale asupra lui.
Dintre lunile din Galileea , Io este mai mic și mai puțin masiv decât Ganymede și Callisto , dar mai mare și mai masiv decât Europa . Este, de asemenea, a patra lună ca mărime din sistemul solar .
Compus în principal din silicați și fier , Io este mai aproape prin compoziția sa de planetele terestre decât de ceilalți sateliți ai sistemului solar exterior, care la rândul lor sunt compuși în principal dintr-un amestec de gheață și silicați. Densitatea sa este de 3,527 5 g / cm 3 , ceea ce îl face cel mai dens dintre toți sateliții naturali din sistemul solar , acesta fiind semnificativ mai mare decât cel al altor sateliți galileeni (în special Ganimedes și Callisto, ale căror densități sunt de aproximativ 1,9 g / cm 3 ) sau chiar ușor mai mare decât cel al Lunii ( 3,344 g / cm 3 ).
Modelele coeficienților gravitaționali de masă, rază și cvadrupol - valori numerice asociate cu modul în care masa este distribuită într-un obiect - ale Io, calculate din măsurătorile Voyager și Galileo , sugerează că interiorul său este diferențiat între un miez de fier sau pirită și un manta si apoi o crusta bogata in silicati. Miezul metalic reprezintă aproximativ 20% din masa Io, cu o rază care măsoară între 350 și 650 km dacă este aproape în întregime din fier sau între 550 și 900 km dacă este dintr-un amestec de fier și sulf. . Magnetometru lui Galileo nu reușește să detecteze un câmp magnetic inerent Io, ceea ce indică absența convecție în interiorul nucleului pentru a genera un câmp efect de dinam .
Modelarea compoziției interioare a lui Io sugerează că manta este formată din cel puțin 75% forsterită și are o compoziție în vrac similară cu cea a meteoritilor cronditici de tip L și LL , cu un conținut mai mare de fier. Comparativ cu siliciu decât Pământul sau Luna , dar mai jos decât Marte . Pentru a susține fluxul de căldură observat peste Io, 10-20% din mantaua lui Io ar putea fi topită, deși regiunile în care se observă vulcanismul la temperaturi ridicate pot avea fracțiuni de topire mai mari. În plus, reanalizarea datelor magnetometru lui Galileo în 2009 a arătat prezența unui câmp magnetic indus pe Io, ceea ce implică prezența unui ocean de magmă la 50 kilometri De sub suprafața sa. Se estimează că acest strat are o grosime de 50 km și ar reprezenta aproximativ 10% din mantaua Io. Se estimează că temperatura oceanului magmatic ajunge la 1.500 K (1.227 ° C) . Litosfera lui Io, compusă din bazalt și sulf depuse de vulcanismul, este între 12 și 40 kilometri De o grosime .
Spre deosebire de Pământ și Lună, principala sursă de căldură internă a lui Io provine din încălzirea mareelor , mai degrabă decât decăderea izotopilor radioactivi . Această încălzire depinde de rezonanța orbitală a Io cu Europa și Ganymede, distanța de la Io la Jupiter, excentricitatea orbitală, compoziția interiorului său și starea sa fizică. Astfel, rezonanța sa cu Europa și Ganymede menține excentricitatea lui Io și împiedică forțele mareelor să-și facă orbita circulară. De asemenea, ajută la menținerea distanței de la Io la Jupiter, altfel formarea mareelor pe planetă ar îndepărta încet luna, așa cum luna se îndepărtează de pământ.
Forțele de maree experimentate de Io sunt de aproximativ 20.000 de ori mai mari decât cele experimentate de Pământ din cauza Lunii. De asemenea, diferența verticală a bombei sale de maree între momentul în care Io se află la apoapsă și la periapsisul orbitei sale ar putea fi de până la 100 m . Fricțiunea produsă în interiorul Io datorită acestei tracțiuni variate creează încălzire, topind o cantitate semnificativă de manta și miez al lui Io. Cantitatea de energie produsă este de până la 200 de ori mai mare decât cea produsă numai din dezintegrarea radioactivă. Această căldură este eliberată sub formă de activitate vulcanică, generând majore fluxului termic observat 0.6-1.6 x 10 14 W . Modelele orbitei sale sugerează că cantitatea de încălzire a mareelor din Io s-ar schimba în timp.
Deși există un consens științific că numeroșii vulcani ai lunii sunt o consecință a acestei încălziri de maree, aceștia nu sunt însă localizați în pozițiile prezise de acest model. Într-adevăr, acestea sunt deplasate 30 la 60 de grade spre est. În 2015, un studiu a sugerat că această deplasare spre est ar putea fi cauzată de oceanul de magmă de sub suprafață care ar genera căldură suplimentară prin frecare datorită vâscozității sale .
Alți sateliți naturali din sistemul solar se confruntă cu o încălzire similară. Această abilitate de a genera căldură într-un ocean subteran crește șansele de viață pe corpuri precum Europa sau chiar Enceladus , o lună a lui Saturn .
Datorită suprafețelor cunoscute ale Lunii, Marte și Mercur , oamenii de știință se așteptau să observe multe cratere de impact pe primele imagini ale lui Voyager 1 cu Io în 1979, densitatea lor de aspect pe suprafața Pământului. Luna ar fi furnizat apoi indicii despre vârsta sa . Cu toate acestea, imaginile returnate de sonda spațială arată o suprafață aproape complet lipsită de cratere de impact. Mai degrabă, este acoperit cu câmpii netede presărate cu munți înalți , gropi de diferite forme și dimensiuni și fluxuri de lavă . Voyager 1 observă, de asemenea, cel puțin nouă vulcani activi în timpul zborului său.
Spre deosebire de majoritatea obiectelor cerești observate, suprafața Io este acoperită cu o varietate de materiale colorate din diferiți compuși sulfuroși, această probă de culoare cauzând uneori compararea lunii cu o portocală putredă sau pizza . Absența craterelor de impact indică faptul că suprafața Io este tânără din punct de vedere geologic: la fel ca la suprafața pământului, materialele vulcanice îngropă continuu craterele pe măsură ce apar. Ca urmare, vârsta suprafeței sale ar fi în medie mai mică de un milion de ani.
Aspectul colorat al lui Io este rezultatul materialelor depuse de vulcanismul său extins, inclusiv silicați precum piroxen , sulf și dioxid de sulf . Gelul cu dioxid de sulf este omniprezent la suprafața Io, formând regiuni mari acoperite cu material alb sau gri. Sulful, pe de altă parte, formează regiuni galbene până la galbene-verzi. Depus în latitudine medie și regiuni polare, sulful este deseori deteriorat de radiații, distrugând ciclooctasulfurul în mod normal stabil. Aceasta are ca efect producerea de culoare roșu-brun din regiunile polare ale Io, deja observate de la sfârșitul al XIX - lea secol .
Vulcanismul exploziv pe Io , luând adesea forma penelor in forma de umbrela, vopsele suprafata cu materiale sulfuroase și silicat. Depunerile de prune pe Io sunt adesea colorate în roșu sau alb, în funcție de cantitatea de sulf și dioxid de sulf din penă. De regulă, penele formate din lava degazată conțin o cantitate mai mare de disulfur producând un depozit roșu sau, în cazuri extreme, un inel roșu mare care depășește adesea 450 km de vulcan. Un exemplu proeminent al unui astfel de depozit de pană este inelul roșu foarte mare din jurul vulcanului Pélé . Aceste depozite roșii sunt în mare parte sulf (de obicei sulf molecular cu 3 și 4 lanțuri), dioxid de sulf și, eventual, clorură de sulfuril .
În plus față de vulcani, pe suprafața Io există munți non-vulcanici, numeroase lacuri de sulf topit, calde adânci de câțiva kilometri și întinderi de fluxuri fluide cu vâscozitate scăzută, care sunt probabil lungi de sute de kilometri. sulf topit sau silicați.
Cartografierea și densitatea mare a Io sugerează că Io conține puțină sau deloc apă , deși sunt identificate provizoriu mici buzunare de gheață de apă sau minerale hidratate, în special pe flancul de nord-vest al Gish Bar Mons . Mai mult, Io este corpul cunoscut cu cea mai puțină apă din sistemul solar. Temperatura de pe suprafața lunii variază de la 90 K (−183 ° C ) la 130 K (−143 ° C) în funcție de momentul zilei, pentru o temperatură medie de 143 K (−130 ° C) .
ToponimieCaracteristicile de pe suprafața lui Io se supun unei nomenclaturi stricte din partea Uniunii Astronomice Internaționale. Astfel, activă centre de eruptive, fluctus și paterae ursul , în special , numele de zeități și eroi de foc , fulgere și soarele în diferite mitologii, printre care Pele ( Hawaii ), Prometeu și Hefaistos ( Grecia antică ), Loki și Surt ( Scandinavia ), Marduk ( Mesopotamia ), Maui ( Polinezia ), Creidne și Culann ( Irlanda ), Inti ( inca ) sau Amaterasu ( Japonia ). Alte caracteristici , inclusiv mensae , montes , Plana , regiones , tholi și văi sunt numite după locuri asociate cu mitul lui Io sau personaje și locuri din Dante Alighieri Divina Comedie , din cauza naturii vulcanice a suprafeței.
Întrucât suprafața a fost văzută pentru prima dată de aproape de Voyager 1 , UAI recunoaște 227 de nume pentru caracteristicile suprafeței și albedosul mare al Io.
Io este cel mai remarcabil pentru vulcanismul său activ, o caracteristică care altfel a fost observată doar pe Pământ , Triton și Enceladus . Este, de asemenea, cel mai activ obiect ceresc din sistemul solar , cu mai mult de 400 de centre vulcanici activi și vaste fluxuri de lavă . Acest vulcanism este o consecință a încălzirii mareelor produse de excentricitatea orbitală a Io.
În timpul unei erupții majore, lava curge mai multe zeci sau chiar sute de kilometri lungime pot fi produse, constând în principal din bazalt lavas silicat cu mafice sau ultramafic compozitii - adica bogat in magneziu. Această presupunere se bazează pe măsurători ale temperaturii punctului fierbinte Io, care sugerează temperaturi de cel puțin 1.300 K (1.027 ° C) și unele de până la 1.600 K (1.327 ° C) .
Ca produs secundar al acestei activități, sulful, dioxidul de sulf gazos și materialul piroclastic silicat (cum ar fi cenușa ) sunt suflate până la 480 km în spațiu - materialul fiind evacuat de la suprafață la o viteză de aproximativ 1000 m / s - , producând pene mari în formă de umbrelă, vopsind terenul înconjurător în roșu (din sulf cu lanț scurt) și negru (din piroclastele silicatice) și furnizând material pentru atmosfera neuniformă a Io și vasta magnetosferă a lui Jupiter. Materialele suplimentare care ar putea fi găsite în aceste panouri vulcanice includ sodiu , potasiu și clor . Cele mai mari pene de Io, cum ar fi cele emise de Pele , sunt create atunci când sulful dizolvat și dioxidul de sulf gazos sunt eliberate din magma în erupție în craterele vulcanice sau în lacurile de lavă, purtând adesea cu ele material piroclastic. Un alt tip de panou este produs atunci când fluxurile de lavă vaporizează gelul cu dioxid de sulf, eliberând sulf. Acest tip de pană formează adesea depozite circulare albe, strălucitoare din dioxid de sulf, cum ar fi în jurul vulcanului Masubi .
Suprafața Io este presărată cu depresiuni vulcanice numite paterae care au, în general, soluri plane delimitate de pereți abrupți. Aceste caracteristici seamănă cu calderele terestre, dar nu este sigur că mecanismul lor de producție este prin prăbușire deasupra unei camere de lavă golite, așa cum este cazul pe Pământ. O ipoteză sugerează că aceste caracteristici sunt produse de exhumarea pragurilor vulcanice și că materialul de deasupra este fie evacuat, fie integrat în prag. Exemple de patere în diferite etape ale exhumării sunt cartografiate folosind imagini Galileo din regiunea Chaac-Camaxtli . 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, cu un diametru mediu de 41 km , cea mai mare fiind Loki Patera cu un diametru de 202 km . Acesta din urmă este, de asemenea, cel mai puternic vulcan din Io, contribuind în medie cu 10% din producția globală de căldură a Io, alternând perioade de activitate și inactivitate de aproximativ 470 de zile fiecare.
Indiferent de mecanismul de formare, morfologia și distribuțiile multor patere sugerează că aceste caracteristici sunt controlate structural, cu cel puțin jumătate delimitate de defecte sau munți. Aceste caracteristici sunt adesea locul erupțiilor vulcanice, fie fluxurile de lavă răspândite pe podelele paterae - ca într-o erupție din Gish Bar Patera în 2001 - sau sub formă de lacuri de lavă . Lacurile de lavă de pe Io au fie o crustă de lavă care se răstoarnă continuu, precum vulcanul Pelé, fie o crustă care se răstoarnă episodic, ca Loki.
Fluxurile de lavă reprezintă un alt teren vulcanic major pe Io. Magma erupe din craterele paterelor sau din fisurile din câmpii, producând fluxuri de lavă similare celor văzute pe Kilauea din Hawaii . Imaginile din sonda Galileo dezvăluie că multe dintre fluxurile de lavă majore ale lui Io, cum ar fi cele din Prometeu și Amirani , sunt produse de acumularea unor mici explozii de lavă deasupra celor mai vechi. Erupții mari sunt observate și pe Io. De exemplu, marginea principală a debitului Prometeu s-a deplasat între 75 și 95 km între Voyager 1 în 1979 și primele observații ale lui Galileo în 1996. De asemenea, erupțiile vulcanice sunt foarte schimbătoare: în cele patru luni dintre „Sosirea sondelor Voyager 1 și 2” , unii dintre ei s-au oprit și alții au început.
MunţiIo are între 100 și 150 de munți . Aceste structuri au în medie 6 km înălțime și ating maximum 17,5 ± 3 km sud de Munții Boösaule - putem remarca și cei 10,5 ± 1 km ai Munților Euboea . Acești munți sunt extinși - o lungime medie de 157 km - și izolați, nu prezintă modele tectonice globale aparente, spre deosebire de cei de pe Pământ. Pentru a-și susține dimensiunile mari, acestea trebuie să fie în principal compuse din roci silicatice și nu sulf.
Chiar dacă vulcanismul extins îi conferă lui Io aspectul său distinctiv, aproape toți munții săi sunt structuri tectonice și nu sunt produse de vulcani. În schimb, majoritatea munților ionieni se formează ca urmare a unor solicitări de compresiune la baza litosferei , care ridică și înclină bucăți de scoarță Io prin suprapunere . Tensiunile de compresiune care duc la formarea munților sunt rezultatul scufundării datorită înmormântării continue a materialului vulcanic. Distribuția munților pe lună pare să fie opusă celei a structurilor vulcanice: munții domină zonele cu mai puțini vulcani și invers. Acest lucru sugerează existența unor regiuni mari în litosferă unde domină compresia - suport pentru formarea munte - și extensie - suport pentru formarea paterei - respectiv. Totuși, la nivel local, munții și paterae sunt adesea adiacente, sugerând că magma umple defectele formate în timpul formării muntelui pentru a ajunge la suprafață.
Structurile care se ridică deasupra câmpiilor Io prezintă o varietate de morfologii. Cele Tăvile rămân cele mai comune, se aseamănă cu mari Mesas cu un top plat. Alți munți par a fi bolovani încrucișați înclinați - adică bucăți de crustă -, cu o pantă mică comparativ cu suprafața odată plană și o pantă abruptă alcătuită dintr-un material subteran ridicat de solicitări de compresie. Aceste două tipuri de munți au adesea escarpări abrupte de-a lungul unuia sau mai multor versanți .
Doar câțiva munți de pe Io par să aibă o origine vulcanică. Arată ca niște vulcani scut mici , cu pante abrupte lângă o mică caldă centrală și pante blânde de-a lungul versanților lor. Acești munți vulcanici sunt adesea mai mici decât muntele mediu de pe lună, având în medie doar 1 până la 2 km înălțime și 40 până la 60 km lățime.
Aproape toți munții par să se afle într-un stadiu avansat de degradare. Zăcămintele mari de alunecări de teren sunt frecvente la baza munților ionieni, sugerând că instabilitatea gravitațională este principala formă de degradare. Marginile asfaltate sunt, de asemenea, frecvente printre mesele și platourile Io, posibil cauzate de creșterea dioxidului de sulf din scoarța Io și producând zone de slăbiciune de-a lungul marginilor munților.
Io are o atmosferă extrem de subțire - presiunea atmosferică medie este de 1 µPa, sau de 10 11 ori mai mică decât atmosfera Pământului - compusă în principal din dioxid de sulf SO 2, cu constituenți minori precum monoxidul de sulf SO, clorură de sodiu NaCIprecum și sulful Sși oxigenul Oatomic. Aceste gaze sunt produse în principal de vulcanismul activ al Lunii prin degazare directă sau prin fotoliză cauzată de radiația ultravioletă solară pe SO 2producând cationi de sulf și oxigen : S + , O + , S 2+ și O 2+ . De asemenea, apare o suprafață de pulverizare care se depune de particulele încărcate din magnetosfera lui Jupiter . Atmosfera este subțire din cauza gravitației lunii prea mică pentru a păstra o atmosferă mai densă, grosimea acesteia ajungând totuși la 120 km la maximum.
Spre deosebire de alți sateliți galileeni , Io are apă puțină sau deloc în atmosferă și este chiar obiectul cunoscut din sistemul solar cu cea mai puțină apă. Aceasta este probabil o consecință a faptului că la începutul evoluției sistemului solar , Jupiter era suficient de fierbinte pentru a urmări elemente volatile în apropierea Io, dar nu suficient de fierbinte pentru a face același lucru cu celelalte luni ale sale.
StructuraAtmosfera Io prezintă variații semnificative ale densității și temperaturii în funcție de momentul zilei, latitudine, activitate vulcanică și abundența înghețului la suprafață. Maximă Presiunea atmosferică pe Io este între 3,3 × 10 -5 și 3,3 x 10 -4 pascali (Pa) sau acompaniat de de 0.3 cu 3 nbar , obținute în emisfera de-a lungul ecuatorului emisferei Antijovian și după - amiaza devreme , când temperatura de vârfuri de îngheț de suprafață. Se observă, de asemenea, vârfuri situate la nivelul penei vulcanice, cu presiuni de 5 × 10 −4 la 4 × 10 −3 Pa (5 la 40 nbar ). Presiunea atmosferică a Io este cea mai mică pe partea de noapte a Io, unde presiunea scade între 10 −8 și 10 −7 Pa (0,0001 până la 0,001 nbar ).
Temperatura atmosferică a Io crește de la temperatura de suprafață, unde dioxidul de sulf este în echilibru cu înghețarea suprafeței cu o temperatură medie de 100 K (-173 ° C) , până la 1.800 K (1.527 ° C) C) la altitudini mai mari unde , datorită densității sale mai mici, atmosfera este încălzită de torul plasmatic, un inel de particule ionizate care împarte orbita Io și care co-orbitează cu magnetosfera lui Jupiter.
Gazul din atmosfera lui Io este dus de magnetosfera lui Jupiter, scăpând fie în norul neutru care îl înconjoară pe Io, fie în torul său de plasmă. Aproximativ o tonă de gaz este îndepărtată din atmosferă prin acest mecanism în fiecare secundă, necesitând alimentarea constantă a acestuia. Plumele vulcanice sunt principalele surse ale noului, trimitând 10 4 kg de dioxid de sulf în atmosferă de Io în medie pe secundă, deși majoritatea se condensează la suprafață. O altă parte este obținută prin sublimarea de SO 2prezent sub formă de gheață pe suprafața lunii prin încălzire datorită radiației solare . Ca rezultat, atmosfera din partea zilei este în mare parte limitată la 40 ° de ecuator, unde suprafața este cea mai caldă și unde locuiesc cele mai active plume vulcanice. O atmosferă orientată către sublimare este, de asemenea, consecventă cu observațiile că atmosfera lui Io este cea mai densă în emisfera antijoviană, unde SO 2 solidul este cel mai abundent și dens când Io este mai aproape de Soare.
Impactul eclipselor jovieneDeoarece densitatea dioxidului de sulf din atmosferă este direct legată de temperatura suprafeței, aceasta din urmă scade substanțial noaptea sau când Io se află în umbra lui Jupiter, provocând în al doilea caz o scădere de aproximativ 80% a densității coloanei . Prăbușirea în timpul eclipsei este oarecum limitată de formarea unui strat de difuzie a monoxidului de sulf SO în partea inferioară a atmosferei, dar presiunea atmosferică a atmosferei nocturne a Io este mai mică cu două până la patru ordine de mărime a acesteia la nivelul său maxim la soare.
Se presupune că atmosfera lui Io îngheață la suprafață când trece în umbra lui Jupiter. Dovadă este o „strălucire post-eclipsă” , unde luna apare uneori puțin mai strălucitoare, de parcă ar fi acoperită de îngheț imediat după eclipsă. După aproximativ 15 minute, luminozitatea revine la normal, probabil pentru că gerul a dispărut apoi prin sublimare . Pe lângă faptul că este vizibilă pentru telescoapele de la sol, strălucirea post-eclipsă se găsește în lungimi de undă aproape de infraroșu în timpul misiunii Cassini . Un sprijin suplimentar pentru această idee vine în 2013, când Observatorul Gemeni măsoară în mod direct prăbușirea cantității de dioxid de sulf din atmosferă în timpul unei eclipte de Jupiter și apoi reformarea acestuia după aceea.
Imaginile de înaltă rezoluție ale lui Io, dobândite în timpul unei eclipse, dezvăluie o strălucire similară cu o aurora polară . Ca și pe Pământ , acest lucru se datorează radiației de la particulele care lovesc atmosfera, deși în acest caz particulele încărcate provin din câmpul magnetic al lui Jupiter, mai degrabă decât din vântul solar . Aurorele apar de obicei în apropierea polilor magnetici ai planetelor, dar Io-urile sunt cele mai strălucitoare din apropierea ecuatorului său. Io nu are propriul său câmp magnetic intrinsec; prin urmare, electronii care călătoresc de-a lungul câmpului magnetic al lui Jupiter lângă Io au un impact direct asupra atmosferei lui Io. Electronii se ciocnesc cu atmosfera sa, producând cele mai strălucitoare aurore unde liniile de câmp sunt tangente la Ion - adică lângă ecuator, deoarece coloana de gaz prin care trec este mai lungă. Observăm că aurorele asociate cu aceste puncte tangente pe Io se înclină odată cu schimbarea orientării dipolului magnetic înclinat al câmpului lui Jupiter.
Interacțiunea cu magnetosfera jovianăIo joacă un rol important în formarea magnetosferei lui Jupiter , luna traversând liniile câmpului magnetic al lui Jupiter și generând astfel un curent electric în ordinea unui milion de amperi. Deși nu este o sursă excelentă de energie în comparație cu încălzirea mareelor , acest curent disipează mai mult de 1 tera de putere cu un potențial de 400.000 de volți .
Magnetosfera lui Jupiter mătură gazul și praful din atmosfera subțire a lui Io cu o rată de o tonă pe secundă. Fără ca ionii să scape din atmosfera ionică prin această interacțiune, câmpul magnetic al lui Jupiter ar fi de două ori mai slab. Io orbitează într-o centură de radiații intense cunoscută sub numele de torul Io format din plasmă care radiază intens în ultraviolet , primul exemplu descoperit de tor planetar . La fel ca restul câmpului magnetic al lui Jupiter, torul plasmatic este înclinat în raport cu ecuatorul lui Jupiter (și cu planul orbital al Io), astfel încât Io este succesiv sub și deasupra nucleului torului plasmatic. Plasma torului este co-rotativă cu Jupiter, ceea ce înseamnă că acestea se rotesc sincron și au aceeași perioadă de rotație.
În jurul lui Io, la o distanță de până la șase raze ionice de la suprafața sa, se află un nor de atomi neutri de sulf , oxigen , sodiu și potasiu . Aceste particule provin din atmosfera superioară a Io și sunt excitate de coliziuni cu ioni din torul plasmatic până când umplu sfera Hill a lunii - o regiune în care gravitația Io este dominantă față de cea a lui Jupiter. Unele dintre aceste particule scapă de atracția gravitațională a Io și intră pe orbita în jurul lui Jupiter: se propagă din Io pentru a forma un nor neutru în formă de banană care poate ajunge până la șase raze joviene din Io, adică în l în interiorul orbitei lui Io și în fața sau în afara orbitei lui Io și în spatele ei. Procesul furnizează, de asemenea, ioni de sodiu în torul plasmatic, care sunt apoi expulzați în jeturi care se îndepărtează de planetă.
În plus, câmpul magnetic al lui Jupiter cuplează atmosfera lui Io și norul neutru cu atmosfera polară superioară a lui Jupiter prin generarea unui curent electric numit tub de flux al Io. Acest curent produce lumini aurorale în regiunile polare din Jupiter, cunoscute sub numele de „amprenta Io” (în engleză : amprenta Io ), precum și aurore în atmosfera lui Io. Particulele acestei interacțiuni aurorale întunecă regiunile polare joviene la lungimi de undă vizibile. Amprenta aurorală a Io și a locației sale față de Pământ și Jupiter are o influență puternică asupra intensității emisiilor de unde radio joviene captate pe Pământ: când Io este vizibil, semnalele radio primite de la Jupiter cresc considerabil.
Liniile câmpului magnetic al lui Jupiter care trec dincolo de ionosfera lui Io induc, de asemenea, un curent electric, care la rândul său creează un câmp magnetic indus în interiorul lui Io. Se presupune că armătura câmpului magnetic Io este generată într-o mare de magmă de silicat topită parțial la 50 de kilometri sub suprafața Io. Câmpuri similare induse se găsesc pe ceilalți sateliți galileeni de către sonda Galileo , generată la rândul ei în oceanele subterane de apă lichidă sărată.
Reperarea raportată pentru prima dată de sateliți galileeni se face de către Galileo7 ianuarie 1610folosind un telescop astronomic cu o mărire de 20 la Universitatea din Padova . Aceștia sunt primii sateliți naturali descoperiți pe orbită în jurul unei alte planete decât Pământul . Cu toate acestea, în timpul acestei observații, Galileo nu reușește să distingă Io și Europa datorită puterii reduse a telescopului său; cele două sunt, prin urmare, înregistrate ca un singur punct de lumină cu această ocazie. A doua zi, îi vede pentru prima dată ca pe niște corpuri separate:8 ianuarie 1610este, prin urmare, considerată a fi data descoperirii Io de către IAU .
Descoperirea lui Io și a celorlalți sateliți galileeni este publicată de astronom în lucrarea sa Sidereus nuncius inMartie 1610. În 1614, în Mundus Jovialis , Simon Marius susține că a descoperit aceste obiecte la sfârșitul anului 1609, cu câteva săptămâni înainte de Galileo. Acesta din urmă pune la îndoială această afirmație și respinge opera lui Marius ca plagiat. În cele din urmă, autorul descoperirii lui Io este atribuit celui care și-a publicat prima oară lucrarea, motiv pentru care Galileo este singurul acreditat. Pe de altă parte, Simon Marius a fost primul care a publicat tabele astronomice ale mișcărilor prin satelit în 1614.
Galileo decide ca descoperitor să numească acești sateliți după patronii săi , familia Medici , drept „stelele Medici” .
Cu toate acestea, deși Simon Marius nu este creditat pentru descoperirea sateliților galileeni, numele pe care le-a dat le rămân în posteritate. În publicația sa din 1614, Mundus Jovialis , a propus mai multe nume alternative pentru luna cea mai apropiată de Jupiter, inclusiv „ Mercurul lui Jupiter” și „prima planetă joviană” . Pe baza unei sugestii a lui Johannes Kepler înOctombrie 1613, el proiectează, de asemenea, o schemă de numire prin care fiecare lună poartă numele unui iubitor al zeului grec Zeus sau al echivalentului său roman , Jupiter . El numește astfel luna cea mai interioară a lui Jupiter după figura mitologică greacă Io , un muritor transformat în vacă de gelozia lui Hera . El mai comentează:
„În primul rând, vor fi onorate trei tinere care au fost captivate de Jupiter pentru o dragoste secretă și anume, Io, fiica râului Inachus (...) Prima [lună] este numită de mine Io (.. .) Io, Europa, băiatul Ganimedes și Callisto i-au adus fericirea pofticiosului Jupiter. "
- Simon Marius, Mundus Jovialis
Aceste nume nu sunt adoptate pe scară largă până în secole mai târziu, în jurul valorii de la mijlocul XX - lea secol . În mare parte a literaturii astronomice anterioare, Io era denumit în general prin denumirea sa numerică romană ca „Jupiter I ” sau „primul satelit al lui Jupiter” , denumire care și-a pierdut popularitatea după descoperirea sateliților cu mai multe orbite interioare precum Amalthea .
Io, din greaca veche Ἰώ are două rădăcini concurente în latină : Īō și Īōn. Acesta din urmă stă la baza formei adjectivale ioniene .
În următoarele două secole și jumătate, Io a rămas un punct luminos nerezolvat de magnitudine 5 în opoziție în telescoapele astronomice. În XVII - lea secol, Io și ceilalți sateliți galileeni sunt utilizate în diverse moduri: determinarea lor de a ajuta marinarii longitudinea , Validate legea a treia a lui Kepler a mișcării planetare sau pentru a determina timpul necesar pentru lumina de călătorie între Jupiter și Pământ. Datorită efemeridei produse de Jean-Dominique Cassini , Pierre-Simon de Laplace creează o teorie matematică pentru a explica rezonanța orbitală a Io, a Europei și a Ganimedei. Ulterior s-a constatat că această rezonanță are un efect profund asupra geologiilor celor trei luni.
Progresul telescoape la sfârșitul XIX - lea secol permite astronomilor să rezolve marile caracteristici ale suprafeței Io. În anii 1890, Edward E. Barnard a fost primul care a observat variații ale luminozității Io între regiunile sale ecuatoriale și polare, deducând corect că acestea s-au datorat diferențelor de culoare și albedo între aceste două regiuni și nu unei forme ipotetice de ouă. a satelitului, așa cum a propus William Pickering , sau două obiecte separate, așa cum a crezut inițial Barnard însuși. Ulterior, observațiile confirmă culoarea maro-roșie a regiunilor polare și culoarea galben-albă a benzii ecuatoriale. În 1897, Edward E. Barnard a estimat diametrul lui Io la 3.950 km , estimarea sa fiind cu aproximativ 8% mai mică decât valoarea cunoscută cu mai mult de un secol mai târziu.
Observații telescopice de la mijlocul XX - lea secol au început să sublinieze natura neobișnuită a Io. Observațiile spectroscopice sugerează că suprafața Io este virgină de gheață de apă , o substanță găsită în cantități mari pe alți sateliți din Galileea. Aceleași observații indică faptul că suprafața este dominată de săruri de sodiu și sulf . Observațiile radiotelescopice relevă influența lui Io asupra magnetosferei lui Jupiter .
Începând cu anii 1970, majoritatea informațiilor despre lună au fost obținute prin explorarea spațiului . Cu toate acestea, în urma distrugerii planificate a lui Galileo în atmosfera lui Jupiter înSeptembrie 2003, noi observații ale vulcanismului lui Io provin de la telescoapele terestre. În special, sisteme optice adaptive imagistica de Keck Telescopul din Hawaii si imagistica de la telescopul spațial Hubble face posibilă monitorizarea vulcani activi ai Io chiar și fără o navă spațială în sistemul Jovian .
Pioneer 10 și Pioneer 11 sunt primelesonde spațialecare ajung la Io,3 decembrie 1973 și 2 decembrie 1974respectiv. Survolarea lor și urmărirea radio permit o estimare mai bună a masei și a dimensiunii lui Io, sugerând că satelitul are cea mai mare densitate a sateliților din Galileea și, prin urmare, este compus în principal din roci silicat, mai degrabă decât gheață de apă. Sondele pioniere dezvăluie prezența unei atmosfere subțiri pe Io, precum și a unei centuri de radiații intense în apropierea orbitei sale.
Camera Pioneer 11 face o singură imagine corectă a Io, arătând regiunea sa polară nordică. Au fost planificate fotografii de prim plan pentru trecerea Pioneer 10 , dar radiația puternică din jurul lunii a provocat în cele din urmă pierderea acestor observații.
Când sondele gemene Voyager 1 și Voyager 2 au vizitat Io în 1979, sistemul lor de imagine mai avansat a furnizat imagini mult mai detaliate. Voyager 1 zboară peste Io le5 martie 197920.600 km de la suprafața sa. Imaginile realizate prezintă o suprafață tânără, multicoloră, lipsită de cratere de impact și punctată de munți mai înalți decât Everest și zone care seamănă cu fluxurile de lavă.
După acest flyby, inginerul de navigație Linda A. Morabito observă o pană ieșită de la suprafață într-una dintre imagini. Analiza celorlalte fotografii relevă nouă pene împrăștiate pe suprafață, dovedind activitatea vulcanică a Io. Această concluzie este prezisă cu puțin timp înainte de sosirea Voyager 1 de către Stan J. Peale, Patrick Cassen și RT Reynolds: calculează că interiorul satelitului trebuie să fie suficient de încălzit de forțele mareelor datorită rezonanței sale orbitale cu Europa și Ganimedes . Datele de zbor arată că suprafața Io este dominată de sulf și compuși ai dioxidului de sulf . Acești compuși predomină în atmosferă și în torusul plasmatic centrat pe orbita Io, descoperită și de Voyager 1 .
Voyager 2 zboară peste Io le9 iulie 1979la o distanță de 1.130.000 km . Deși nu s-a apropiat la fel de aproape ca Voyager 1 , comparațiile dintre imaginile realizate de cele două nave spațiale relevă mai multe modificări de suprafață care au avut loc în intervalul de patru luni dintre zboruri. O observație în formă de semilună a Io de către Voyager 2 arată că opt din cele nouă pene observate înMartie 1979sunt încă activi în iulie, doar vulcanul Pélé și- a încetat activitatea.
Sonda spațială Galileo a ajuns în sistemul Jovian în 1995, după o călătorie de șase ani de pe Pământ pentru a urmări descoperirile celor două sonde Voyager și observațiile la sol făcute în anii care au urmat. Amplasarea lui Io într-una dintre cele mai intense centuri de radiații ale lui Jupiter împiedică un zbor prelungit al satelitului, dar Galileo zboară rapid peste el înainte de a orbita Jupiter timp de doi ani,7 decembrie 1995. Deși nu sunt realizate imagini în timpul acestui flyby de prim-plan, întâlnirea dă rezultate semnificative, cum ar fi descoperirea miezului său mare de fier, similar cu cel găsit în planetele terestre ale sistemului solar interior..
În ciuda lipsei de imagini de aproape și de probleme mecanice care limitează drastic cantitatea de date returnate, se fac mai multe descoperiri importante în timpul misiunii principale a lui Galileo . Senzori Monitoarele efectele ale unei erupții majore Pillan Patera și au confirmat că erupții vulcanice sunt compuse din magme de silicat cu cele compozițiile mafice și ultramafic bogate în magneziu . Dioxidul de sulf și sulful care joacă un rol similar cu apa și dioxidul de carbon de pe Pământ. Imaginile îndepărtate ale Io sunt dobândite la aproape fiecare revoluție a sondei în timpul misiunii principale, dezvăluind un număr mare de vulcani activi (atât datorită emisiilor termice de la magma răcitoare la suprafață, cât și a penelor vulcanice), mulți munți cu morfologii foarte variate și mai multe schimbări de suprafață care avuseseră loc atât de la programul Voyager , cât și între fiecare orbită a lui Galileo .
Misiunea Galileo este extinsă de două ori, în 1997 și 2000. În timpul acestor misiuni extinse, sonda zboară peste Io de trei ori la sfârșitul anului 1999 și începutul anului 2000 și încă de trei ori la sfârșitul anului 2001 și începutul anului 2002. Aceste survolări dezvăluie procesele geologice care au loc. vulcanii și munții Io, exclud existența unui câmp magnetic intrinsec și demonstrează amploarea activității vulcanice. Îndecembrie 2000, sonda Cassini-Huygens , în drum spre Saturn , observă împreună satelitul cu Galileo . Aceste observații dezvăluie un nou pană asupra Tvashtar Paterae și oferă indicii despre aurorele lui Io.
După distrugerea lui Galileo în atmosfera joviană dinSeptembrie 2003, noi observații ale vulcanismului lui Io provin de la telescoapele terestre. În special, optica adaptivă a telescopului Keck din Hawaii și fotografiile telescopului spațial Hubble fac posibilă urmărirea evoluției vulcanilor satelitului.
Sonda New Horizons , în drum spre Pluto și Centura Kuiper , zboară peste sistemul jovian de pe28 februarie 2007. În timpul întâlnirii, se fac multe observații îndepărtate despre Io. Acestea dezvăluie un panou imens peste Tvashtar Paterae, oferind primele observații detaliate ale celui mai mare panou vulcanic ionic de la observațiile panoului Pele din 1979. New Horizons fotografiază și un vulcan în stadiile incipiente ale unei erupții.
Sonda Juno a fost lansată în 2011 și a intrat pe orbita în jurul lui Jupiter pe5 iulie 2016. Misiunea sa se concentrează în principal pe colectarea de date privind interiorul planetei, câmpul său magnetic, aurora și atmosfera sa polară. Orbita lui Juno este foarte înclinată și foarte excentrică pentru a observa mai bine regiunile polare ale lui Jupiter și pentru a limita expunerea acesteia la centurile importante de radiații interne ale planetei. Această orbită îl ține, de asemenea, pe Juno în afara planurilor orbitale ale lui Io și ale celorlalte luni mari ale lui Jupiter, în general. În timp ce studierea Io nu este un obiectiv principal al misiunii, datele sunt încă colectate atunci când este momentul potrivit.
Cea mai apropiată abordare a lui Juno față de Io este pornită 17 februarie 2020, la o distanță de 195.000 de kilometri, deși o pereche de zboruri la o altitudine de 1.500 de kilometri este planificată pentru începutul anului 2024 în extinderea planificată a misiunii. Pe mai multe orbite, Juno l-a observat pe Io de la distanță folosind JunoCAM, o cameră cu unghi larg pentru a lumina vizibil pentru a găsi panouri vulcanice și JIRAM, un spectrometru și o imagine în infraroșu apropiat pentru a monitoriza vulcanii cu emisii termice de către Io.
Mai multe misiuni sunt planificate în sistemul jovian și ar putea oferi mai multe observații despre Io.
Jupiter Icy Moon Explorer ( SUC ) este o misiune planificată a Agenției Spațiale Europene privind sistemul Iovian , care este de așteptat să se desfășoare în orbita lui Ganymede. Lansarea JUICE este programată pentru 2022, cu o sosire estimată în Jupiter laOctombrie 2029. JUICE nu va zbura peste Io, ci își va folosi instrumentele, cum ar fi o cameră cu unghi îngust, pentru a monitoriza activitatea vulcanică a Io și a măsura compoziția suprafeței sale.
Europa Clipper este o misiune planificată a NASA în sistemul Jovian, concentrându-se asupra Europei . La fel ca JUICE , Europa Clipper nu va zbura peste Io, dar este probabil monitorizarea vulcanică la distanță. Lansarea sondei este programată pentru 2025, cu o sosire pe Jupiter la sfârșitul anilor 2020 sau începutul anilor 2030, în funcție de lansatorul ales.
Io Vulcanul Observer (DSA) este o propunere misiune NASA în cadrul programului Discovery . Misiune cu costuri mai mici, lansarea sa va avea loc în 2026 sau 2028. Sonda ar fi centrată pe studiul Io și va efectua zece survoluri ale lunii de pe o orbită în jurul lui Jupiter de la începutul anilor 2030.
Făcând parte din lunile galileene, Io a fost întotdeauna un cadru pentru ficțiunea științifică de la, printre altele, The Mad Moon (1935) de Stanley G. Weinbaum . Datorita dimensiunilor sale , atunci deja estimată, speculațiile sunt făcute cu privire la o astfel de posibila viata pe ea , în prima jumătate a XX - lea secol , ca și în revista pastă Fantastic Adventures .
Natura sa fiind mai cunoscută din diferite misiuni de explorare spațială , peisajul descris de lucrări de science fiction a evoluat. Astfel, în Ilium (2003), romanul lui Dan Simmons , tubul de flux magnetic al Io este folosit pentru a hiperaccelera navele spațiale în tot sistemul solar sau în Visul lui Galileo (2009) și 2312 (2012) al lui Kim Stanley Robinson , ea este descrisă ca o lume vulcanică în care lava este omniprezentă.
În cinematografie , luna este în special principalul decor pentru filme precum Io (2019) de Jonathan Helpert sau Outland ... Far from the Earth (1981) de Peter Hyams . Tot în 2010: Anul primului contact (1984) - regizat tot de Peter Hyams și continuarea din 2001, A Space Odyssey (1968) a lui Stanley Kubrick - nava spațială Discovery One se află pe orbită în punctul Lagrange, între Jupiter și Io.
Datorită aspectului său caracteristic, apare și la niveluri de jocuri video precum Battlezone (1998), Halo (2001), Warframe (2015) sau Destiny 2 (2017) .
„Un cilindru bicorn cu împingeri magnetice incredibil de concentrate numit tub de flux Io”. "
: document utilizat ca sursă pentru acest articol.