Explorar el Sistema Solar es como pelar una cebolla. Con cada capa eliminada, uno encuentra nuevos misterios sobre los que reflexionar, cada uno más confuso que el anterior. Y este es ciertamente el caso cuando se trata del sistema de lunas de Júpiter, particularmente sus cuatro más grandes: Io, Europa , Ganymede y Calisto . Conocido como el Lunas galileanas , en honor a su fundador, estas lunas poseen suficientes maravillas naturales para mantener ocupados a los científicos durante siglos.
Como la luna más interna de Júpiter, también es la cuarta luna más grande del Sistema Solar, tiene la densidad más alta de cualquier luna conocida y es el objeto más seco conocido del Sistema Solar. También es uno de los cuatro únicos cuerpos conocidos que experimenta vulcanismo activo y, con más de 400 volcanes activos, es el cuerpo geológicamente más activo del Sistema Solar.
Descubrimiento y denominación:
Como todas las lunas galileanas, descubrió por Galileo Galilei en enero de 1610 usando un telescopio de su propio diseño . En ese momento, no pudo distinguir entre él y Europa debido a la baja potencia de su telescopio, los dos se registraron como un solo punto de luz. Sin embargo, al día siguiente, fueron vistos por primera vez como cuerpos separados. Sus observaciones fueron publicadas en marzo de 1610 en su tratado Un mensajero estrellado (“Starry Messenger ').
En 1614, el astrónomo alemán Simon Marius afirmó en su libroMundus Jovialis('El mundo de Júpiter') haber descubierto las lunas de forma independiente y simultánea. Aunque Galileo recibió crédito por el descubrimiento al publicar primero, fueron los nombres que sugirió Marius (a instancias de Johannes Kepler ) que finalmente se adoptaron, aunque no hasta el siglo XX. Antes de esto, Io sería conocido comoJúpiter Ibasado en las designaciones de Galileo.
El telescopio de Galileo Galilei con su nota manuscrita que especifica el poder de aumento de la lente, en una exposición en el Instituto Franklin en Filadelfia. Crédito: Foto AP / Matt Rourke
Al igual que los otros galileos, Io recibió su nombre de un amante de Zeus (el equivalente griego del Júpiter romano). Según el mito, ella era una sacerdotisa de la diosa Hera en Argos y un antepasado de Heracles (Hércules). Las características de la luna tienen nombres de personajes y lugares del mito, pero también de deidades del fuego, volcanes, el Sol y truenos de varios mitos, así como personajes y lugares de Dante. Infierno (por su naturaleza volcánica).
Hasta la fecha, la Unión Astronómica Internacional ha aprobado 225 nombres para sus volcanes, montañas, mesetas y grandes rasgos del albedo. Ejemplos de características con nombre son Prometeo , Pan Mensa , Tvashtar Paterae , y Olas Tsui Goab .
Tamaño, masa y órbita:
Con un radio medio de 1821,6 ± 0,5 km y una masa de 8,93 × 1022kg, es equivalente en tamaño a 0.286 Tierras y 0.015 veces más masivo. Io orbita Júpiter a una distancia promedio (semi-eje mayor) de 421,700 km (0.002819 AU). Tiene una excentricidad menor (0,0041) que hace que su órbita varíe entre 420.000 km (0,002807 AU) en periapsis y 423.400 km (0,002830 AU) y apoapsis.
Como el más interno de los satélites galileanos, también es la quinta luna que sale de Júpiter, con una órbita que se encuentra entre la pequeña luna de Tebas y la luna galilea de Europa. Al igual que los otros satélites galileanos y la Luna, Io gira sincrónicamente con su período orbital, manteniendo una cara casi siempre apuntando hacia Júpiter.
Comparación de tamaño entre Io (abajo a la izquierda), la Luna (arriba a la izquierda) y la Tierra. Crédito: NASA / JPL / Universidad de Arizona
Io tarda unas 42,5 horas en completar una órbita alrededor de Júpiter y está en una resonancia orbital de movimiento medio de 2: 1 con Europa y una resonancia de 4: 1 con Ganímedes. Esto significa que completa dos órbitas de Júpiter por cada órbita de Europa y cuatro órbitas por cada órbita de Ganímedes. Esta resonancia ayuda a mantener su excentricidad orbital (0,0041), que a su vez proporciona la principal fuente de calor para su actividad geológica.
Características de composición y superficie de Io:
Con una densidad media de 3,528 ± 0,006 g / cm3, Io tiene la densidad más alta de todas las lunas del sistema solar y es significativamente más densa que las otras lunas galileanas. Compuesto principalmente de roca de silicato y hierro, tiene una composición más cercana a la planetas terrestres que a otros satélites del Sistema Solar exterior, que se componen principalmente de una mezcla de hielo de agua y silicatos.
Los modelos del interior de Io indican que se diferencia entre una corteza y un manto ricos en silicatos y un núcleo rico en hierro o sulfuro de hierro. Este núcleo constituye el 20% de la masa del planeta y tiene un radio estimado de 350 a 650 km (220 a 400 millas), asumiendo que está compuesto casi en su totalidad de hierro. Sin embargo, si consta de una mezcla de hierro y azufre, es probable que tenga un radio de 550 a 900 km (340 a 560 mi). Debido a la ausencia de un campo magnético detectable, este núcleo no está en convección.
Modelos similares indican que el manto está compuesto al este de 75% de minerales ricos en magnesio y tiene un contenido de hierro más alto (en comparación con el silicio) que la Luna o la Tierra, pero más bajo que Marte. Se estima que la litosfera de Io, compuesta de basalto y azufre depositados por el extenso vulcanismo de Io, tiene un espesor de entre 12 y 40 km (7 mi - 25 mi).
Modelo de la posible composición interior de Io con diversas características etiquetadas. Crédito: Wikipedia Commons / Kelvinsong
Según las mediciones magnéticas y las observaciones del flujo de calor, se cree que existe un océano de magma a unos 50 km por debajo de la superficie, que a su vez tiene unos 50 km de espesor y constituye el 10% del manto. Se estima que la temperatura en el océano de magma alcanza los 1473,15 K (1200 ° C / 2192 ° F).
A diferencia de la Tierra y la Luna, la principal fuente de calor interno de Io proviene de la flexión de las mareas, que es el resultado de la resonancia orbital de Io con Europa y Ganímedes. Dicho calentamiento depende de la distancia de Io a Júpiter, su excentricidad orbital, la composición de su interior y su estado físico.
La fricción o la disipación de la marea producida en el interior de Io debido a este tirón de marea variable crea un calentamiento de marea significativo dentro del interior de Io, derritiendo una cantidad significativa del manto y el núcleo de Io. Este calor es responsable de la actividad volcánica de Io y su flujo de calor observado, y periódicamente hace que la lava erupcione hasta 500 km (300 millas) en el espacio (ver más abajo).
Sorprendentemente, la superficie de Io carece casi por completo de cráteres de impacto y, en cambio, está cubierta de llanuras lisas salpicadas de altas montañas, pozos de diversas formas y tamaños y flujos de lava volcánica. Su apariencia colorida (una combinación de naranja, amarillo, verde, blanco / gris, etc.) es consistente con esto, lo que indica que la actividad volcánica ha cubierto la superficie de compuestos sulfúricos y de silicato y conduce a la renovación de la superficie.
Imagen de Galileo en color mejorado que muestra una mancha oscura producida por una gran erupción en Pillan Patera en 1997. Crédito: NASA / JPL
La escarcha de dióxido de azufre está siempre presente en la superficie de Io, formando grandes regiones cubiertas de materiales blancos o grises. El azufre atómico también se ve en muchos lugares de Io, formando regiones de amarillo a amarillo verdoso. El azufre depositado en las regiones polares y de latitud media a menudo sufre daños por radiación, lo que da lugar a las regiones polares de color marrón rojizo de Io.
Io contiene poca o ninguna agua, aunque se han identificado tentativamente pequeñas bolsas de hielo de agua o minerales hidratados, sobre todo en el flanco noroeste de la montaña. Gish Bar Mons . De hecho, Io tiene la menor cantidad de agua de cualquier cuerpo conocido en el Sistema Solar, lo que probablemente se deba a que Júpiter está lo suficientemente caliente al principio de la evolución del Sistema Solar como para expulsar materiales volátiles como el agua de su superficie.
Otra característica destacada en Io son sus montañas, que suman entre 100 y 150 y tienen un promedio de 6 km (4 millas) de altura, alcanzando un máximo de 17,5 ± 1,5 km (10,9 ± 0,9 millas) en Sur B sol de noche Montes . A diferencia de las montañas de la Tierra, las montañas de Io a menudo aparecen como estructuras grandes y aisladas sin patrones tectónicos globales aparentes detrás de ellas.
A pesar de la presencia de vulcanismo, casi todas las montañas de Io son producidas por la actividad tectónica y no por volcanes. En cambio, la mayoría de las montañas jónicas se forman como resultado de tensiones de compresión en la base de la litosfera, que son el resultado de cambios hacia abajo del entierro continuo de materiales volcánicos.
Mosaico de falso color de la superficie de Io. Aparecen grandes montañas en gris oscuro y negro. Crédito: Centro de Ciencias de Astrogeología de USGS
Las montañas en Io también tienen una variedad de formas, que consisten en mesetas y bloques corticales inclinados, y el pequeño resto es volcánico. Las mesetas en Io se asemejan a grandes mesas de cima plana con superficies rugosas, mientras que los bloques corticales inclinados aparecen con una pendiente poco profunda en un lado (donde antes era un terreno plano) y una pendiente pronunciada donde los materiales del subsuelo fueron empujados hacia arriba por esfuerzos de compresión.
Las pocas montañas que están vinculadas al vulcanismo se asemejan a pequeños volcanes en escudo, con pendientes pronunciadas cerca de una pequeña caldera central y pendientes poco profundas a lo largo de sus márgenes. Estas montañas volcánicas son a menudo más pequeñas que la montaña promedio en Io, con un promedio de solo 1 a 2 km (0,6 a 1,2 millas) de altura y de 40 a 60 km (25 a 37 millas) de ancho.
Volcanes activos:
El calentamiento de las mareas producido por la excentricidad orbital de Io (que se debe a su resonancia orbital con Europa y Ganímedes) lo ha convertido en uno de los mundos más volcánicamente activos del Sistema Solar, con cientos de volcanes y extensos flujos de lava. Esta actividad no solo es responsable de enviar chorros de lava hasta 500 km (300 millas) al espacio, sino que también ha tenido un efecto profundo en la geología de la superficie y la atmósfera de Io.
Por ejemplo, las grandes erupciones pueden producir flujos de lava de decenas o incluso cientos de kilómetros de largo, compuestos principalmente de silicatos de basalto, compuestos ricos en hierro y magnesio. Al mismo tiempo, las erupciones pueden enviar azufre, gas de dióxido de azufre y cenizas hasta 200 km (120 millas) al espacio, depositando material para la atmósfera de Io, la magnetosfera de Júpiter, y dando lugar a vastos depósitos de rojo, naranja, verde, negro y blanco. material en la superficie.
La actividad volcánica también conduce a las muchas depresiones volcánicas que se ven en la superficie, que generalmente tienen pisos planos y paredes empinadas. Estas características se asemejan a las calderas terrestres, que ocurren en la Tierra cuando las cámaras de lava vaciadas colapsan, y también se ven en la Luna y Marte. Sin embargo, en Io, estas formaciones generalmente no se encuentran en la cima de un volcán en escudo, y también son generalmente más grandes, con un promedio de 41 km (25 millas), siendo la más grande ( Loki Patera ) mide 202 km (126 km).
Atmósfera:
Io tiene una atmósfera extremadamente tenue que consiste en dióxido de azufre (SO²), con componentes menores como monóxido de azufre (SO), cloruro de sodio (NaCl), monóxido de azufre (SO) y azufre atómico (S) y oxígeno (O). La presión atmosférica máxima oscila entre 3,3 x 10-5hasta 3 x 10-4pascales (0,3 a 3 nbar) pero varía mucho de acuerdo con la hora del día, la latitud, la actividad volcánica y la abundancia de heladas superficiales. En el lado nocturno, la presión cae a su nivel más bajo: 0.1 × 10-7hasta 1 × 10-7Pa (0,0001 a 0,001 nbar).
Los rangos de temperatura atmosférica de Io basados en la altitud, con temperatura en la superficie y altitudes bajas con un promedio de 110 K (-163.15 ° C / -261.7 ° F) con un mínimo de 90 K (-183.15 ° C / -297.7 ° F)) y un máximo de 130 K (-143,15 ° C / 225,7 ° F). En altitudes más altas, donde la densidad atmosférica más fina permite el calentamiento por plasma, las temperaturas pueden alcanzar los 1800 K (1526,85 ° C / 2780,3 ° F).
Las observaciones de la atmósfera de Io indican que las densidades atmosféricas son más altas alrededor de los respiraderos volcánicos, lo que confirma que el vulcanismo activo es lo que conduce a la reposición de la atmósfera. La fuente más espectacular de dióxido de azufre (SO²) son las columnas volcánicas, que bombean 104kg (11.023 toneladas) de dióxido de azufre por segundo en la atmósfera de Io en promedio, aunque la mayor parte se condensa nuevamente en la superficie.
Imágenes de la actividad auroral de Io, capturadas por la nave espacial Galileo el 16 de octubre de 1998. Crédito: NASA / JPL / Universidad de Arizona (PIRL)
Los otros componentes de la atmósfera de Io (NaCl, SO, S, O) se derivan de la desgasificación volcánica directa, la fotodisociación del SO² (es decir, la degradación química causada por la interacción con la radiación solar) o la pulverización catódica de los depósitos superficiales por partículas cargadas de la magnetosfera de Júpiter. .
Al igual que Ganimedes, Io experiencias de la mañana como resultado de las partículas cargadas de la magnetosfera de Júpiter que interactúan con su atmósfera. En el caso de Io, las auroras son más brillantes cerca de su ecuador. Esto se debe a la falta de un campo magnético intrínseco de Io, lo que hace que los electrones que viajan desde Júpiter impacten directamente con su atmósfera.
Además, más electrones chocan con la atmósfera de Io donde las líneas de campo son tangentes a ella (cerca del ecuador), que es también donde se encuentran las columnas más largas de gas atmosférico. También se han observado auroras más tenues de átomos de oxígeno a lo largo de la rama de Io y átomos de sodio en el lado nocturno de Io.
Interacción con la Magnetosfera de Júpiter:
Io juega un papel importante en la configuración del campo magnético joviano. Cuando Júpiter barre material de la atmósfera de Io, a una velocidad de 1 tonelada (2000 libras) por segundo, gran parte de él entra en órbita alrededor de Júpiter, formando una nube neutra de átomos de azufre, oxígeno, sodio y potasio.
Estas partículas se originan en la atmósfera superior de Io y son excitadas por colisiones con iones en su toro de plasma - un anillo en forma de rosquilla de azufre ionizado, oxígeno, sodio, cloro y electrones que rodea al planeta Júpiter. Este toro es causado por átomos neutros en la 'nube' que se ionizan y son transportados por la magnetosfera joviana.
El campo magnético de Júpiter y las corrientes de co-rotación, con el toro de plasma de Io indicado. Crédito: Wikipedia Commons
Las líneas del campo magnético de Júpiter, que cruza Io, acoplan la atmósfera y la nube neutra de Io a la atmósfera superior polar de Júpiter mediante la generación de una corriente eléctrica, conocida como Io tubo de flujo . Esta corriente produce un resplandor auroral en las regiones polares de Júpiter (que se conoce como el Yo huella ) y también en la atmósfera de Io, particularmente cerca del ecuador (ver arriba).
Las líneas del campo magnético joviano que pasan por la ionosfera de Io también inducen una corriente eléctrica, que se cree que puede generar hasta 400.000 voltios a través de sí misma, así como una corriente eléctrica de 3 millones de amperios.
La corriente también crea un campo magnético inducido dentro del interior de Io, que se cree que se genera dentro de un océano de magma de silicato parcialmente fundido a 50 kilómetros por debajo de su superficie. Se han descubierto campos inducidos similares dentro de las otras lunas galileanas; pero en estos casos, los campos se generan dentro de los océanos líquidos de agua salada que se cree que existen en sus interiores.
Exploración de Io:
Las primeras naves espaciales en llegar a Io fueron las gemelas Pionero 10y11 sondas, que realizaron sobrevuelos a la luna el 3 de diciembre de 1973 y el 2 de diciembre de 1974, respectivamente. Estas misiones proporcionaron datos valiosos que permitieron mejorar las estimaciones de la masa de Io, su composición (roca de silicato en lugar de hielo de agua) y sugirieron que tenía la densidad más alta de los cuatro satélites galileanos. losPioneroLas naves también revelaron la presencia de una atmósfera delgada e intensos cinturones de radiación cerca de su órbita.
Mosaico de imágenes de la Voyager 1 de la región del polo sur de Io, que incluye dos de los diez picos más altos de Io: Eubea Montes (arriba a la derecha) y Haemus Mons (izquierda). Crédito: NASA / JPL / USGS
Las sondas gemelas Viajar 1 y Viajar 2 pasó por Io en 1979 y capturó imágenes más detalladas de la luna. Estas imágenes fueron las primeras en revelar el paisaje multicolor de Io y muchas de sus características. Estos incluyeron la falta de cráteres, sus numerosos pozos, montañas y características que se asemejan a los flujos de lava. Un análisis más detallado de sus imágenes mostró múltiples columnas, lo que indica que Io era volcánicamente activo.
Datos delViajarLas misiones también mostraron que la superficie de Io está dominada por heladas de azufre y dióxido de azufre. Estos compuestos también dominan su fina atmósfera y el toro de plasma centrado en la órbita de Io. Comparaciones con imágenes tomadas porViajar 2También indicó cambios en la superficie entre marzo y julio, y que siete de las nueve plumas notaron duranteViajar 1Los sobrevuelos aún estaban activos.
La siguiente misión a Io fue la Galileo spaceprobe, que llegó a Júpiter en 1995 y realizó un sobrevuelo cercano el 7 de diciembre. El encuentro llevó al descubrimiento de su gran núcleo de hierro, similar a los otros planetas terrestres del Sistema Solar.GalileoTambién observó los efectos de una gran erupción en Pillan Patera , confirmó la composición de las erupciones volcánicas, reveló un gran número de volcanes activos y varios cambios de superficie que habían tenido lugar entre losViajaryGalileomisiones (e incluso órbitas anteriores).
losGalileoLa misión se extendió dos veces, en 1997 y nuevamente en 2000, tiempo durante el cual la sonda sobrevoló Io un total de seis veces antes de 2002. Las observaciones durante estos encuentros revelaron que los procesos geológicos que ocurren en los volcanes y montañas de Io, descartaron la presencia de un campo magnético, y demostró el alcance de la actividad volcánica.
Secuencia de lapso de tiempo de imágenes de filtro nítido de Io durante el eclipse del 1 de enero de 2001. Crédito: NASA / JPL / USGS
En diciembre de 2000, el Cassini La nave espacial tuvo un encuentro distante y breve con el sistema de Júpiter en ruta a Saturno, lo que permitió observaciones conjuntas conGalileo. Estas observaciones revelaron una nueva pluma en Tvashtar Paterae y proporcionaron información sobre las auroras de Io.
los Nuevos horizontes nave espacial, mientras se dirigía a Plutón y el Cooper Belt , voló por Io el 28 de febrero de 2007. Durante el encuentro, se hicieron numerosas observaciones distantes de Io, que incluyeron imágenes de una gran columna en Tvashtar, las primeras observaciones detalladas de la clase más grande de columna volcánica jónica, múltiples columnas nuevas y imágenes de un volcán cerca Girru Patera eso fue en las primeras etapas de una erupción.
Actualmente hay dos misiones planeadas para el sistema de Júpiter, que incluyeron a la NASA Juno sonda, que se lanzó el 5 de agosto de 2011. Como parte de su misión de estudiar el origen y la evolución de Júpiter,Junopodría monitorear la actividad volcánica de Io utilizando su espectrómetro de infrarrojo cercano (JIRAM).
La ESA planea Explorador de la luna helada de Júpiter La misión (JUICE), cuyo lanzamiento está programado para 2022, no volará por Io, pero usará sus instrumentos para monitorear la actividad volcánica de Io y medir su composición de superficie durante dos años antes de insertarse en la órbita de Ganímedes.
Concepto artístico de JUICE, un concepto de la ESA para una misión en órbita alrededor de las lunas de Júpiter. Crédito: ESA
El Io Observador de volcanes (IVO) fue una de varias propuestas hechas como parte de la NASA Programa de descubrimiento decimotercera misión. Sin embargo, esta misión no fue seleccionada como una de las cinco semifinalistas para su consideración. Si hubiera sido elegido para Discovery Mission 13, se habría lanzado en 2021 y realizado múltiples sobrevuelos de Io mientras estaba en órbita alrededor de Júpiter, a partir de 2026.
Io es posiblemente una de las lunas más fascinantes y únicas de todas las conocidas. Además de ser la cuarta luna más grande del Sistema Solar, también es el más denso de todos los satélites conocidos. Su superficie multicolor es la más volcánicamente activa del Sistema Solar, pero también es muy fría y helada. Más arriba en su fina atmósfera, las condiciones son extremadamente cálidas debido a la presencia de plasma cargado, que también alimenta la magnetosfera de Júpiter y genera una intensa cantidad de electricidad.
Sin lugar a dudas, las futuras generaciones de exploradores enviarán sus sondas allí, intentando desvelar los misterios restantes de Io, y tal vez incluso buscando formas de aprovechar su campo magnético inducido. Sin embargo, con sus erupciones regulares, intensa radiación y superficie hostil, es una verdadera certeza que ningún ser humano lo hará.siempreponer un pie allí.
Tenemos muchos artículos interesantes de Io, Júpiter , y el Lunas galileanas aquí en Universe Today. Ella es una de sus muchos volcanes activos , como son ' en el lugar equivocado ', El primero mapa geológico , y es atmósfera .
Para obtener más información, consulte la Exploración del sistema solar y Vistas del sistema solar .