Io
|
---|
|
Tipus
| satel·lit de Jupiter
i
satel·lit regular
|
---|
Descobert per
| Galileu Galilei
|
---|
Data de descobriment
| 8 gener 1610
|
---|
Eponim
| Io
|
---|
Cos pare
| Jupiter
|
---|
|
Apoapside
| 423.400 km
|
---|
Periapside
| 420.000 km
|
---|
Semieix major
a
| 421.800 km
|
---|
Excentricitat
e
| 0,0041
|
---|
Periode orbital
P
| 1,77 d
|
---|
Inclinacio
i
| 2,213 °
|
---|
|
Radi
| 1.821,6 km
|
---|
Diametre
| 3.660 km
|
---|
Magnitud aparent
(
V
)
| 5,02
(
banda V
)
|
---|
Area de superficie
| 41.910.000 km²
|
---|
Massa
| 89,296 Yg
[1]
|
---|
Volum
| 2.530.000.000 km³
|
---|
Densitat mitjana
| 3,528 g/cm³
|
---|
Gravetat superficial equatorial
| 1,796 cm/s²
|
---|
Velocitat d'escapament
| 2,558 km/s
|
---|
Albedo
| 0,63
|
---|
Temperatura de superficie
| |
---|
Pressio superficial
| traces
|
---|
Composicio atmosferica
| Molt tenue
Dioxid de sofre
100%
|
---|
Part de
| Satel·lits galileians
|
---|
Format per
| |
---|
Io
(
Jupiter I
) es el mes interior dels quatre
satel·lits galileans
del
planeta Jupiter
. Es el tercer satel·lit mes gros del planeta i el quart de tot el
sistema solar
, el que te la major densitat i es l'objecte mes sec conegut del sistema. Fou descobert el 1610 i batejat en honor de la nimfa mitologica
Io
, una sacerdotessa d'
Hera
que es converti en una de les amants de
Zeus
.
Els seus mes de 400
volcans
actius fan de Io l'objecte amb major activitat volcanica del sistema solar.
[3]
[4]
Aquesta activitat geologica extrema es deu a l'escalfament de marea que causa la friccio generada a l'interior d'Io, estirat entre Jupiter i els altres satel·lits galileans (
Europa
,
Ganimedes
i
Cal·listo
). Alguns volcans produeixen columnes eruptives de
sofre
i
dioxid de sofre
que arriben fins a 500 km per sobre la superficie. La superficie d'Io tambe esta dotada amb un centenar llarg de muntanyes formades per la forta compressio a la base de la seva escorca de silici; alguns d'aquests cims son mes elevats que el
Mont Everest
terrestre.
[5]
A diferencia de la majoria de satel·lits del sistema solar exterior, que estan majoritariament composts per gel, Io esta format principalment per roca de silicat, que envolta un nucli de ferro fos o sulfur de ferro. La major part de la superficie d'Io esta composta per planures extenses recobertes de sofre i dioxid de sofre solidificat.
El vulcanisme d'Io es responsable de molts dels seus trets unics. Les seves columnes eruptives i rius de lava produeixen canvis susceptibles a la superficie i acoloreixen la superficie en diversos tons subtils de groc, vermell, blanc, negre i verd,
[6]
generalment per mor dels
al·lotrops
i composts del sofre. Diversos rius de lava extensos, alguns de mes de 500 km de longitud, tambe marquen la superficie. Els materials produits per aquest vulcanisme generen l'atmosfera prima i irregular d'Io i la vasta
magnetosfera de Jupiter
. Les ejeccions volcaniques d'Io tambe produeixen un gran
torus de gas
al voltant de Jupiter.
Es caracteristic les potents corrents electriques que hi ha entre aquest satel·lit i Jupiter. Estan provocades pel camp magnetic del planeta.
[6]
Io va tenir un paper important en el desenvolupament de l'astronomia els segles
xvii
i
xviii
. Fou descobert el gener de 1610 per
Galileo Galilei
, juntament amb els altres satel·lits galileans. Aquesta descoberta propicia l'adopcio del
model copernica
del sistema solar, el desenvolupament de les
lleis de Kepler
i la primera mesura de la
velocitat de la llum
. Des de la Terra, Io era un simple punt de llum fins al pas del segle
xix
al
xx
, quan esdevengue possible observar amb resolucio els trets de la seva superficie, per exemple la regio polar vermell fosc i la regio equatorial brillant. El 1979, les dues sondes
Voyager
revelaren que Io era un mon geologicament actiu amb nombrosos aspectes volcanics, grans muntanyes i una superficie jove sense craters obvis. La sonda
Galileo
sobrevola Io de prop diverses vegades durant els anys 90 i a principis de mil·lenni i obtingue dades sobre l'estructura interna del satel·lit i sobre la composicio de la seva superficie. Aquestes sondes tambe mostraren la relacio entre Io i la magnetosfera de Jupiter i l'existencia d'un cinturo radioactiu d'alta energia centrat a l'orbita d'Io. Io rep aproximadament 36
sieverts
(3.600
rem
) de
radiacio ionitzant
diariament.
[7]
Les sondes
Cassini-Huygens
i
New Horizons
han fet observacions posteriors, el 2000 i el 2007 respectivament, aixi com amb telescopis des de la Terra i amb el
telescopi espacial Hubble
.
Rep el seu nom d'un personatge de la
mitologia grega
,
Io
, una de les moltes donzelles de que
Zeus
es va encapritxar (en la
mitologia romana
, Zeus esta identificat amb
Jupiter
). Aquest nom va ser suggerit per l'astronom
Simon Marius
poc despres del seu descobriment, pero no va ser utilitzat fins a mitjan segle
xx
. Fins llavors, se'l coneixia per la forma
numeral romana
Jupiter I
o simplement ≪primer satel·lit de Jupiter≫, ja que fins al
1892
va ser el satel·lit mes interior conegut de Jupiter (actualment, se'n coneixen quatre satel·lits:
Metis
,
Adrastea
,
Amaltea
i
Tebe
, amb orbites mes proximes a Jupiter).
Caracteristiques fisiques
[
modifica
]
A diferencia de la major part dels satel·lits naturals del
sistema solar
, Io podria tenir una composicio quimica semblant a la dels
planetes terrestres
, principalment compostos de roques de silicats. Dades recents provinents de la
missio Galileu
indiquen que Io pot tenir un nucli de
ferro
amb un radi entorn dels 900 km.
Quan la sonda
Voyager 1
va enviar les primeres imatges proximes d'Io el
1979
, els cientifics esperaven trobar-hi nombrosos
craters
la densitat dels quals proporcionaria dades sobre l'edat del satel·lit. Contrariament a les expectatives, Io no tenia practicament craters. Io te una activitat volcanica tan intensa que la seva superficie ha esborrat per complet els senyals de craters d'impactes passats.
A mes dels volcans, la superficie inclou la presencia de muntanyes no volcaniques, llacs de
sofre
fos,
calderes
de diversos quilometres de profunditat i fluxos extensos de diversos centenars de quilometres de llarg de material fluid molt poc viscos (possiblement, algun tipus de compost de sofre fos i silicats). El sofre i els seus compostos adquireixen una gran varietat de colors, responsables de l'aparenca superficial del satel·lit. Estudis en
infraroig
des de la superficie
terrestre
mostren que algunes de les regions mes calentes del satel·lit, cobertes per fluxos de lava, aconsegueixen temperatures de fins a 2.000
K
(encara que les temperatures mitjanes son molt mes fredes, proximes als 130 K). Io podria tenir una fina atmosfera composta de
dioxid de sofre
i alguns altres gasos. A diferencia dels altres satel·lits galileans, Io gairebe no te aigua. Aco es probablement pel fet que, en la formacio dels satel·lits galileans, Jupiter estava tan calent que no va permetre condensar-se els elements mes volatils en la regio proxima al planeta en que es va formar Io. Aixo no obstant, els volatils esmentats si que van poder condensar-se mes lluny i van donar lloc als altres satel·lits rics en gels.
Io es el cos del
sistema solar
amb major activitat
volcanica
. Els
volcans
d'Io, a diferencia dels terrestres, expulsen
dioxid de sofre
. L'energia necessaria per a mantenir esta activitat volcanica prove de la dissipacio d'
efectes de marea
produits per
Jupiter
i les altres llunes proximes,
Europa
i
Ganimedes
, ja que les tres llunes es troben en
ressonancia orbital
. Algunes de les erupcions d'Io emeten material a mes de 300 km d'altitud.
[6]
La baixa gravetat del satel·lit permet que part d'aquest material siga permanentment expulsat de la lluna i que es distribuesca en un anell de material que cobreix l'orbita d'Io. Posteriorment, part d'aquest material pot ser ionitzat i resultar atrapat per l'intens
camp magnetic
de Jupiter. Les particules ionitzades de l'anell orbital d'Io son arrossegades per les
linies de camp
fins a l'atmosfera superior de Jupiter, on es pot apreciar el seu impacte amb l'atmosfera en longituds d'ona
ultraviolada
que prenen part en la formacio de les
aurores
jovianes. La posicio d'Io respecte a la
Terra
i
Jupiter
te tambe una forta influencia en les emissions de radio jovianes, que son molt mes intenses quan Io es visible.
- ↑
URL de la referencia:
https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par
. Data de consulta: 5 setembre 2020.
- ↑
2,0
2,1
2,2
URL de la referencia:
https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0019103504000235?via%3Dihub
. DOI:
10.1016/J.ICARUS.2003.12.021.
.
- ↑
Rosaly MC Lopes. ≪Io: The Volcanic Moon≫. A: Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson.
Encyclopedia of the Solar System
. Academic Press, 2006, p. 419?431.
ISBN 978-0-12-088589-3
.
- ↑
Lopes
, R. M. C.; etal ≪Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys≫.
Icarus
, 169, 1, 2004, pag. 140?174.
Bibcode
:
2004Icar..169..140L
.
DOI
:
10.1016/j.icarus.2003.11.013
.
- ↑
Schenk
, P.; etal ≪The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from
Voyager
and
Galileo
≫.
Journal of Geophysical Research
, 106, E12, 2001, pag. 33201?33222.
Bibcode
:
2001JGR...10633201S
.
DOI
:
10.1029/2000JE001408
.
- ↑
6,0
6,1
6,2
Couper
, Heather;
Henbest
, Nigel.
Atlas visual del espacio
. 2a. ed.. Madrid: Bruno, 2000, p. 31.
ISBN 84-216-1816-4
.
- ↑
≪
2000 February 29, SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)
≫.
CSUFresno.edu
, 29-02-2000.
Enllacos externs
[
modifica
]
|
---|
Orbitadors
| | |
---|
Sondes de descens
| |
---|
Sobrevols
| |
---|
Missions planejades
| |
---|
Sobrevols proposats
| |
---|
Missions proposades
| |
---|
Cancel·lats / Conceptes
| |
---|
Programes
| |
---|
Relacionats
| |
---|
Viccionari