Io (luna)


Io ( / . / ), o Júpiter I , es la más interior y la tercera de las cuatro lunas galileanas del planeta Júpiter . Ligeramente más grande que la Luna , Io es la cuarta luna más grande del Sistema Solar , tiene la densidad más alta de todas y tiene la menor cantidad de agua (por proporción atómica ) de cualquier objeto astronómico conocido en el Sistema Solar. Fue descubierto en 1610 por Galileo Galilei y recibió su nombre del personaje mitológico Io , una sacerdotisa de Hera.quien se convirtió en uno de los amantes de Zeus .

Con más de 400 volcanes activos , Io es el objeto geológicamente más activo del Sistema Solar. [10] [11] [12] Esta actividad geológica extrema es el resultado del calentamiento de las mareas por la fricción generada dentro del interior de Io cuando es arrastrada entre Júpiter y las otras lunas galileanas: Europa , Ganímedes y Calisto . Varios volcanes producen columnas de azufre y dióxido de azufre que ascienden hasta 500 km (300 millas) sobre la superficie. La superficie de Io también está salpicada de más de 100 montañas que se han elevado por una extensa compresión en la base de la corteza de silicato de Io . Algunos de estos picos son más altos que el Monte Everest , el punto más alto de la superficie de la Tierra . [13] A diferencia de la mayoría de las lunas del Sistema Solar exterior, que se componen principalmente de hielo de agua , Io se compone principalmente de roca de silicato que rodea un núcleo de hierro fundido o sulfuro de hierro . La mayor parte de la superficie de Io está compuesta por extensas llanuras con una capa helada de azufre y dióxido de azufre .

El vulcanismo de Io es responsable de muchas de sus características únicas. Sus columnas volcánicas y flujos de lava producen grandes cambios en la superficie y pintan la superficie en varios tonos sutiles de amarillo, rojo, blanco, negro y verde, en gran parte debido a alótropos y compuestos de azufre. Numerosos flujos de lava extensos, varios de más de 500 km (300 millas) de longitud, también marcan la superficie. Los materiales producidos por este vulcanismo forman la atmósfera delgada y desigual de Io y la extensa magnetosfera de Júpiter . La eyección volcánica de Io también produce un gran toro de plasma alrededor de Júpiter.

Io jugó un papel importante en el desarrollo de la astronomía en los siglos XVII y XVIII; descubierto en enero de 1610 por Galileo Galilei , junto con los otros satélites galileanos , este descubrimiento impulsó la adopción del modelo copernicano del sistema solar, el desarrollo de las leyes del movimiento de Kepler y la primera medición de la velocidad de la luz . Visto desde la Tierra, Io siguió siendo solo un punto de luz hasta finales del siglo XIX y principios del XX, cuando fue posible resolver sus características superficiales a gran escala, como las regiones polares de color rojo oscuro y las regiones ecuatoriales brillantes. En 1979, las dos naves espaciales Voyager revelaron que Io era un mundo geológicamente activo, con numerosas características volcánicas, grandes montañas y una superficie joven sin cráteres de impacto obvios. La nave espacial Galileo realizó varios sobrevuelos cercanos en la década de 1990 y principios de la de 2000, obteniendo datos sobre la estructura interior y la composición de la superficie de Io. Estas naves espaciales también revelaron la relación entre Io y la magnetosfera de Júpiter y la existencia de un cinturón de radiación de alta energía centrado en la órbita de Io. Io recibe alrededor de 3600 rem (36 Sv ) de radiación ionizante por día. [14]

Otras observaciones han sido hechas por Cassini-Huygens en 2000, New Horizons en 2007, y Juno desde 2017, así como de la Tierra -basado telescopios y el telescopio espacial Hubble .

Comparación de tamaño entre Io (abajo a la izquierda), la Luna (arriba a la izquierda) y la Tierra

Aunque a Simon Marius no se le atribuye el único descubrimiento de los satélites galileanos, se adoptaron sus nombres para las lunas. En su publicación de 1614 Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici , propuso varios nombres alternativos para la más interna de las grandes lunas de Júpiter, incluyendo "El mercurio de Júpiter" y "El primero de los planetas jovianos". [15] Basado en una sugerencia de Johannes Kepler en octubre de 1613, también ideó un esquema de nombres por el cual cada luna fue nombrada por un amante del Zeus mitológico griego o su equivalente romano , Júpiter . Llamó a la gran luna más interior de Júpiter en honor a la figura mitológica griega Io : [16]

... Inprimis autem celebrantur tres fœminæ Virgines, quarum furtivo amore Iupiter captus & positus est, videlicet Io Inachi Amnis filia ... Primus à me vocatur Io ... [Io,] Europa, Ganimedes puer, atque Calisto, lascivo nimium perplacuere Jovi.

... Primero, tres mujeres jóvenes que fueron capturadas por Júpiter por amor secreto serán honradas, a saber, Io, la hija del río Inaco ... La primera [luna] la llamo Io ... Io, Europa, el niño Ganímedes y Calisto agradaron enormemente al lujurioso Júpiter. [17]

Los nombres de Marius no fueron ampliamente adoptados hasta siglos después (mediados del siglo XX). [18] En gran parte de la literatura astronómica anterior, Io era generalmente referido por su designación numérica romana (un sistema introducido por Galileo) como " Júpiter I ", [19] o como "el primer satélite de Júpiter". [20] [21]

La costumbre Pronunciación de Inglés del nombre es / / , [22] aunque a veces la gente trata una pronunciación más 'auténtico', / i / . [23] El nombre tiene dos raíces en competencia en latín: Īō y (raramente) Īōn . [24] Este último es la base de la forma de adjetivo inglés, jónico. [25] [26] [27]

Características de Io llevan el nombre de personajes y lugares del mito de Io, así como deidades del fuego, volcanes, el Sol, y el trueno de diversos mitos y personajes y lugares de Dante Inferno : nombres apropiados a la naturaleza volcánica de la superficie. [28] Desde que la Voyager 1 vio por primera vez la superficie de cerca , la Unión Astronómica Internacional ha aprobado 225 nombres para los volcanes, montañas, mesetas y grandes rasgos del albedo de Io. Las categorías de características aprobadas que se usan para Io para diferentes tipos de características volcánicas incluyen patera ("platillo"; depresión volcánica), fluctus ("flujo"; flujo de lava), vallis ("valle"; canal de lava) y centro eruptivo activo (ubicación donde la actividad de la pluma fue el primer signo de actividad volcánica en un volcán en particular). Las montañas, mesetas, terrenos estratificados y volcanes en escudo incluyen los términos mons , mensa ("mesa"), planum y tholus ("rotonda"), respectivamente. [28] Las regiones de albedo brillante con nombre usan el término regio . Ejemplos de características con nombre son Prometheus , Pan Mensa, Tvashtar Paterae y Tsũi Goab Fluctus. [29]

Galileo Galilei , el descubridor de Io

La primera observación informada de Io fue realizada por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610 utilizando un telescopio refractor de 20x de potencia en la Universidad de Padua . Sin embargo, en esa observación, Galileo no pudo separar Io de Europa debido a la baja potencia de su telescopio, por lo que los dos quedaron registrados como un solo punto de luz. Io y Europa fueron vistos por primera vez como cuerpos separados durante las observaciones de Galileo del sistema joviano al día siguiente, 8 de enero de 1610 (utilizado como fecha de descubrimiento de Io por la IAU ). [1] El descubrimiento de Ío y los otros satélites galileanos de Júpiter se publicó en el Sidereus Nuncius de Galileo en marzo de 1610. [30] En su Mundus Jovialis , publicado en 1614, Simon Marius afirmó haber descubierto Ío y las otras lunas de Júpiter en 1609, una semana antes del descubrimiento de Galileo. Galileo dudó de esta afirmación y desestimó el trabajo de Marius como plagio. Independientemente, la primera observación registrada de Marius vino del 29 de diciembre de 1609 en el calendario juliano , que equivale al 8 de enero de 1610 en el calendario gregoriano , que utilizó Galileo. [31] Dado que Galileo publicó su trabajo antes que Marius, a Galileo se le atribuye el descubrimiento. [32]

Durante los siguientes dos siglos y medio, Io siguió siendo un punto de luz de quinta magnitud sin resolver en los telescopios de los astrónomos. Durante el siglo XVII, Io y los otros satélites galileanos sirvieron para una variedad de propósitos, incluidos los primeros métodos para determinar la longitud , [33] validando la tercera ley de Kepler del movimiento planetario y determinando el tiempo requerido para que la luz viaje entre Júpiter y la Tierra. [30] Basado en efemérides producidas por el astrónomo Giovanni Cassini y otros, Pierre-Simon Laplace creó una teoría matemática para explicar las órbitas resonantes de Io, Europa y Ganímedes . [30] Más tarde se descubrió que esta resonancia tenía un efecto profundo en las geologías de las tres lunas.

La tecnología mejorada de los telescopios a fines del siglo XIX y XX permitió a los astrónomos resolver (es decir, ver como objetos distintos) características de la superficie a gran escala en Io. En la década de 1890, Edward E. Barnard fue el primero en observar variaciones en el brillo de Io entre sus regiones ecuatorial y polar, determinando correctamente que esto se debía a diferencias de color y albedo entre las dos regiones y no a que Io tuviera forma de huevo. como lo propuso en ese momento el astrónomo William Pickering , o dos objetos separados, como propuso inicialmente Barnard. [20] [21] [34] Observaciones telescópicas posteriores confirmaron las distintas regiones polares marrón rojizo de Io y la banda ecuatorial amarillo-blanca. [35]

Las observaciones telescópicas a mediados del siglo XX comenzaron a insinuar la naturaleza inusual de Io. Las observaciones espectroscópicas sugirieron que la superficie de Io estaba desprovista de hielo de agua (una sustancia que se encuentra abundante en los otros satélites galileanos). [36] Las mismas observaciones sugirieron una superficie dominada por evaporados compuestos de sales de sodio y azufre . [37] Las observaciones radiotelescópicas revelaron la influencia de Io en la magnetosfera joviana , como lo demuestran los estallidos de longitud de onda decamétricos vinculados al período orbital de Io. [38]

Pionero

Las primeras naves espaciales que pasaron por Io fueron las sondas Pioneer 10 y 11 el 3 de diciembre de 1973 y el 2 de diciembre de 1974, respectivamente. [39] El seguimiento por radio proporcionó una estimación mejorada de la masa de Io, que, junto con la mejor información disponible de su tamaño, sugirió que tenía la densidad más alta de los satélites galileanos y estaba compuesta principalmente de roca de silicato en lugar de hielo de agua. [40] Los Pioneer también revelaron la presencia de una atmósfera delgada y cinturones de radiación intensa cerca de la órbita de Io. La cámara a bordo del Pioneer 11 tomó la única buena imagen de la luna obtenida por cualquiera de las naves espaciales, mostrando su región polar norte. [41] imágenes en primer plano se planificaron durante la Pioneer 10 ' s encuentro, pero los que se perdieron debido al ambiente de alta radiación. [39]

Viajero

Mosaico de la Voyager 1 que cubre la región del polo sur de Io. Esto incluye dos de los diez picos más altos de Io , Euboea Montes en el extremo superior izquierdo y Haemus Mons en la parte inferior.

Cuando las sondas gemelas Voyager 1 y Voyager 2 pasaron por Io en 1979, su sistema de imágenes más avanzado permitió imágenes mucho más detalladas. La Voyager 1 sobrevoló Io el 5 de marzo de 1979 desde una distancia de 20.600 km (12.800 millas). [42] Las imágenes obtenidas durante la aproximación revelaron un extraño paisaje multicolor desprovisto de cráteres de impacto. [43] [44] Las imágenes de mayor resolución mostraron una superficie relativamente joven salpicada por pozos de formas extrañas, montañas más altas que el Monte Everest y características que se asemejan a los flujos de lava volcánica.

Poco después del encuentro, la ingeniera de navegación de la Voyager Linda A. Morabito notó una columna que emanaba de la superficie en una de las imágenes. [45] El análisis de otras imágenes de la Voyager 1 mostró nueve columnas de este tipo esparcidas por la superficie, lo que demuestra que Io era volcánicamente activo. [46] Esta conclusión fue predicha en un artículo publicado poco antes del encuentro de la Voyager 1 por Stan Peale , Patrick Cassen y RT Reynolds. Los autores calcularon que el interior de Io debe experimentar un calentamiento de marea significativo causado por su resonancia orbital con Europa y Ganímedes (consulte la sección " Calentamiento de marea " para una explicación más detallada del proceso). [47] Los datos de este sobrevuelo 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 (también descubierto por la Voyager ). [48] [49] [50]

La Voyager 2 pasó por Io el 9 de julio de 1979 a una distancia de 1.130.000 km (700.000 millas). Aunque no se acercó tanto como la Voyager 1 , las comparaciones entre las imágenes tomadas por las dos naves espaciales mostraron varios cambios en la superficie que habían ocurrido en los cuatro meses entre los encuentros. Además, las observaciones de Io como una media luna cuando la Voyager 2 partió del sistema joviano revelaron que siete de las nueve plumas observadas en marzo todavía estaban activas en julio de 1979, y solo el volcán Pele cerró entre sobrevuelos. [51]

Galileo

Imagen de Galileo en color mejorado que muestra una mancha oscura (justo en la parte inferior izquierda del centro, que interrumpe el anillo rojo de alótropos de azufre de cadena corta depositados por Pele ) producida por una erupción importante en Pillan Patera en 1997
La Cassini-Huygens punto de vista de la misión de Io y Júpiter el 1 de enero de 2001

La nave espacial Galileo llegó a Júpiter en 1995 después de un viaje de seis años desde la Tierra para dar seguimiento a los descubrimientos de las dos sondas Voyager y las observaciones desde tierra tomadas en los años intermedios. La ubicación de Io dentro de uno de los cinturones de radiación más intensos de Júpiter impidió un sobrevuelo cercano prolongado, pero Galileo pasó cerca poco antes de entrar en órbita para su misión principal de dos años de estudio del sistema joviano. Aunque no se tomaron imágenes durante el sobrevuelo cercano el 7 de diciembre de 1995, el encuentro arrojó resultados significativos, como el descubrimiento de un gran núcleo de hierro, similar al encontrado en los planetas rocosos del Sistema Solar interior. [52]

A pesar de la falta de proyección de imagen de primer plano y los problemas mecánicos que en gran medida restringida la cantidad de datos devueltos, se hicieron varios descubrimientos importantes durante Galileo 's misión principal. Galileo observó los efectos de una gran erupción en Pillan Patera y confirmó que las erupciones volcánicas están compuestas por magmas de silicato con composiciones máficas y ultramáficas ricas en magnesio . [53] Se obtuvieron imágenes distantes de Io para casi todas las órbitas durante la misión principal, revelando un gran número de volcanes activos (tanto la emisión térmica del magma en enfriamiento en la superficie como las columnas volcánicas), numerosas montañas con morfologías muy variables y varios cambios en la superficie. que había tenido lugar tanto entre las eras Voyager y Galileo como entre las órbitas de Galileo . [54]

La misión Galileo se extendió dos veces, en 1997 y 2000. Durante estas misiones extendidas, la sonda sobrevoló Io tres veces a fines de 1999 y principios de 2000 y tres veces a fines de 2001 y principios de 2002. Las observaciones durante estos encuentros revelaron los procesos geológicos que ocurren en Los volcanes y montañas de Io excluyeron la presencia de un campo magnético y demostraron el alcance de la actividad volcánica. [54]

Cassini

En diciembre de 2000, la nave espacial Cassini tuvo un encuentro distante y breve con el sistema joviano en ruta a Saturno , lo que permitió observaciones conjuntas con Galileo . Estas observaciones revelaron una nueva columna en Tvashtar Paterae y proporcionaron información sobre las auroras de Io . [55]

Nuevos horizontes

La nave espacial New Horizons , en ruta hacia Plutón y el cinturón de Kuiper , sobrevoló el sistema joviano e Io el 28 de febrero de 2007. Durante el encuentro, se obtuvieron numerosas observaciones distantes de Io. Estos incluyeron imágenes de una gran columna en Tvashtar, proporcionando las primeras observaciones detalladas de la clase más grande de columna volcánica jónica desde las observaciones de la columna de Pele en 1979. [56] New Horizons también capturó imágenes de un volcán cerca de Girru Patera en las primeras etapas de una erupción y varias erupciones volcánicas que se han producido desde Galileo . [56]

Juno

El Juno nave espacial fue lanzada en 2011 y entró en órbita alrededor de Júpiter el 5 de julio de 2016. Juno ' s misión se centra principalmente en mejorar nuestra comprensión del interior de Júpiter, el campo magnético, las auroras, y la atmósfera polar. [57] Juno ' 54-días órbita s está muy inclinado y muy excéntrica con el fin de regiones polares caracterizar mejor de Júpiter y limitar su exposición a duras cinturones de radiación interiores del planeta, limitando encuentros cercanos con lunas de Júpiter. Durante su misión principal, que dura hasta junio de 2021, el acercamiento más cercano de Juno a Io hasta la fecha ocurrió durante el Perijove 25 el 17 de febrero de 2020, a una distancia de 195.000 kilómetros, adquiriendo espectrometría de infrarrojo cercano con JIRAM mientras Io estaba a la sombra de Júpiter. . [58] En enero de 2021, la NASA extendió la misión Juno oficialmente hasta septiembre de 2025. Mientras Juno ' órbita muy inclinada s mantiene la nave espacial fuera de los planos de las órbitas de Io y las otras lunas mayores de Júpiter, su órbita se ha precesión de manera que su El punto de aproximación cercano a Júpiter se encuentra en latitudes crecientes y el nodo ascendente de su órbita se está acercando a Júpiter con cada órbita. Esta evolución orbital permitirá a Juno realizar una serie de encuentros cercanos con los satélites galileanos durante la misión extendida. Dos encuentros cercanos con Io están previstas para Juno ' misión extendida s el 30 de diciembre, 2023 y 3 de febrero, 2024 ambos con una altura de 1.500 kilómetros. [59] También se planean nueve encuentros adicionales con altitudes entre 11.500 y 94.000 kilómetros entre julio de 2022 y mayo de 2025. El objetivo principal de estos encuentros será mejorar nuestra comprensión del campo de gravedad de Io utilizando el seguimiento Doppler y obtener imágenes de la superficie de Io para buscar. cambios en la superficie desde que Io fue visto de cerca por última vez en 2007. [60]

Durante varias órbitas, Juno ha observado a Io desde la distancia utilizando JunoCAM, una cámara de luz visible de gran angular, para buscar columnas volcánicas y JIRAM, un espectrómetro e imágenes de infrarrojo cercano, para monitorear la emisión térmica de los volcanes de Io. [61] [58] La espectroscopia de infrarrojo cercano JIRAM ha permitido hasta ahora el mapeo aproximado de la escarcha de dióxido de azufre en la superficie de Io, así como el mapeo de componentes superficiales menores que absorben débilmente la luz solar a 2,1 y 2,65 µm. [62]

Misiones futuras

Hay dos próximas misiones planeadas para el sistema joviano. El Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) es una misión planificada de la Agencia Espacial Europea al sistema joviano que está destinado a terminar en la órbita de Ganímedes. [63] JUICE tiene un lanzamiento programado para 2022, y su llegada a Júpiter está prevista para octubre de 2029. [64] JUICE no volará por Io, pero usará sus instrumentos, como una cámara de ángulo estrecho, para monitorear la actividad volcánica de Io. y medir su composición de superficie durante la fase de gira de Júpiter de dos años de la misión antes de la inserción en la órbita de Ganímedes. Europa Clipper es una misión planificada de la NASA al sistema joviano centrada en la luna Europa de Júpiter. Al igual que JUICE, Europa Clipper no realizará ningún sobrevuelo de Io, pero es probable que el monitoreo de volcanes distantes. Europa Clipper tiene un lanzamiento planificado en 2025 con una llegada a Júpiter a fines de la década de 2020 o principios de la de 2030, según el vehículo de lanzamiento.

El Observador del Volcán Io (IVO) es una propuesta a la NASA, actualmente en Fase A, para una misión de clase Discovery de bajo costo que se lanzaría en enero de 2029. Realizaría diez sobrevuelos de Io mientras estaba en órbita alrededor de Júpiter comenzando en el principios de la década de 2030. [65] [66]

Animación de la resonancia de Laplace de Io, Europa y Ganímedes (las conjunciones se resaltan mediante cambios de color)

Io orbita a Júpiter a una distancia de 421,700 km (262,000 mi) del centro de Júpiter y 350,000 km (217,000 mi) de sus nubes. Es el más interno de los satélites galileanos de Júpiter, su órbita se encuentra entre las de Tebe y Europa . Incluyendo los satélites internos de Júpiter, Io es la quinta luna que sale de Júpiter. A Io le toma alrededor de 42,5 horas completar una órbita alrededor de Júpiter (lo suficientemente rápido como para que se observe su movimiento durante una sola noche de observación). Io está en una resonancia orbital de movimiento medio 2: 1 con Europa y una resonancia orbital de movimiento medio 4: 1 con Ganímedes , completando dos órbitas de Júpiter por cada órbita completada por Europa, y cuatro órbitas por cada una completada por Ganímedes. Esta resonancia ayuda a mantener la excentricidad orbital de Io (0,0041), que a su vez proporciona la principal fuente de calor para su actividad geológica. [47] Sin esta excentricidad forzada, la órbita de Io se circularía a través de la disipación de las mareas , lo que conduciría a un mundo geológicamente menos activo.

Al igual que los otros satélites galileanos y la Luna , Io gira sincrónicamente con su período orbital, manteniendo una cara casi apuntando hacia Júpiter. Esta sincronía proporciona la definición del sistema de longitud de Io. El primer meridiano de Io cruza el ecuador en el punto sub-joviano. El lado de Io que siempre mira hacia Júpiter se conoce como hemisferio subjoviano, mientras que el lado que siempre mira hacia otro lado se conoce como hemisferio antijoviano. El lado de Io que siempre mira en la dirección en que viaja Io en su órbita se conoce como hemisferio delantero, mientras que el lado que siempre mira en la dirección opuesta se conoce como hemisferio final. [67]

Desde la superficie de Io, Júpiter subtendría un arco de 19,5 °, haciendo que Júpiter apareciera 39 veces el diámetro aparente de la Luna de la Tierra.

Esquema de la magnetosfera de Júpiter y los componentes influenciados por Io (cerca del centro de la imagen): el toro de plasma (en rojo), la nube neutra (en amarillo), el tubo de flujo (en verde) y las líneas del campo magnético (en azul). ). [68]

Io juega un papel importante en la configuración del campo magnético de Júpiter , actuando como un generador eléctrico que puede desarrollar 400.000 voltios a través de sí mismo y crear una corriente eléctrica de 3 millones de amperios, liberando iones que le dan a Júpiter un campo magnético inflado a más del doble del tamaño que tendría. de lo contrario tiene. [69] La magnetosfera de Júpiter barre los gases y el polvo de la fina atmósfera de Io a una velocidad de 1  tonelada por segundo. [70] Este material se compone principalmente de azufre ionizado y atómico, oxígeno y cloro; sodio y potasio atómicos; dióxido de azufre molecular y azufre; y polvo de cloruro de sodio . [70] [71] Estos materiales se originan en la actividad volcánica de Io, pero el material que escapa al campo magnético de Júpiter y al espacio interplanetario proviene directamente de la atmósfera de Io. Estos materiales, dependiendo de su estado ionizado y composición, terminan en varias nubes neutras (no ionizadas) y cinturones de radiación en la magnetosfera de Júpiter y, en algunos casos, eventualmente son expulsados ​​del sistema joviano.

Alrededor de Io (a una distancia de hasta seis radios de Io desde su superficie) hay una nube de átomos neutros de azufre, oxígeno, sodio y potasio. Estas partículas se originan en la atmósfera superior de Io y son excitadas por colisiones con iones en el toro de plasma (discutido a continuación) y por otros procesos para llenar la esfera Hill de Io , que es la región donde la gravedad de Io es dominante sobre la de Júpiter. Parte de este material escapa a la atracción gravitacional de Io y entra en órbita alrededor de Júpiter. Durante un período de 20 horas, estas partículas se esparcen desde Io para formar una nube neutra con forma de plátano que puede alcanzar hasta seis radios jovianos desde Io, ya sea dentro de la órbita de Io y por delante o fuera de la órbita de Io y detrás de ella. [70] El proceso de colisión que excita estas partículas también ocasionalmente proporciona iones de sodio en el toro de plasma con un electrón, eliminando esos nuevos neutrales "rápidos" del toro. Estas partículas retienen su velocidad (70 km / s, en comparación con la velocidad orbital de 17 km / s en Io) y, por lo tanto, son expulsadas en chorros que se alejan de Io. [72]

Io orbita dentro de un cinturón de intensa radiación conocido como toro de plasma de Io. El plasma en este anillo en forma de rosquilla de azufre ionizado, oxígeno, sodio y cloro se origina cuando los átomos neutros en la "nube" que rodea a Io son ionizados y transportados por la magnetosfera joviana. [70] A diferencia de las partículas en la nube neutra, estas partículas co-rotan con la magnetosfera de Júpiter, girando alrededor de Júpiter a 74 km / s. Como el resto del campo magnético de Júpiter, el toro de plasma está inclinado con respecto al ecuador de Júpiter (y el plano orbital de Io), de modo que Io está a veces por debajo y otras veces por encima del núcleo del toro de plasma. Como se señaló anteriormente, la mayor velocidad y los niveles de energía de estos iones son en parte responsables de la eliminación de átomos y moléculas neutrales de la atmósfera de Io y de la nube neutra más extendida. El toro se compone de tres secciones: un toro exterior "cálido" que reside justo fuera de la órbita de Io; una región extendida verticalmente conocida como la "cinta", compuesta por la región fuente neutra y el plasma de enfriamiento, ubicada aproximadamente a la distancia de Io de Júpiter; y un toro interno, "frío", compuesto de partículas que están girando lentamente en espiral hacia Júpiter. [70] Después de residir un promedio de 40 días en el toro, las partículas en el toro "cálido" escapan y son parcialmente responsables de la magnetosfera inusualmente grande de Júpiter , su presión exterior la infla desde adentro. [73] Las partículas de Io, detectadas como variaciones en el plasma magnetosférico, han sido detectadas en la larga cola magnética por New Horizons . Para estudiar variaciones similares dentro del toro de plasma, los investigadores miden la luz ultravioleta que emite. Aunque tales variaciones no se han relacionado definitivamente con variaciones en la actividad volcánica de Io (la fuente última de material en el toro de plasma), este vínculo se ha establecido en la nube de sodio neutro. [74]

Durante un encuentro con Júpiter en 1992, la nave espacial Ulysses detectó una corriente de partículas del tamaño de polvo expulsadas del sistema joviano. [75] El polvo en estas corrientes discretas se aleja de Júpiter a velocidades superiores a varios cientos de kilómetros por segundo, tiene un tamaño de partícula promedio de 10  μm y se compone principalmente de cloruro de sodio. [71] [76] Las mediciones de polvo de Galileo mostraron que estas corrientes de polvo se originan en Io, pero se desconoce exactamente cómo se forman, ya sea a partir de la actividad volcánica de Io o del material extraído de la superficie. [77]

El campo magnético de Júpiter , que atraviesa Io, acopla la atmósfera y la nube neutra de Io a la atmósfera superior polar de Júpiter al generar una corriente eléctrica conocida como tubo de flujo de Io . [70] Esta corriente produce un resplandor auroral en las regiones polares de Júpiter conocido como la huella de Io, así como auroras en la atmósfera de Io. Las partículas de esta interacción auroral oscurecen las regiones polares jovianas en longitudes de onda visibles. La ubicación de Io y su huella auroral con respecto a la Tierra y Júpiter tiene una fuerte influencia en las emisiones de radio jovianas desde nuestro punto de vista: cuando Io es visible, las señales de radio de Júpiter aumentan considerablemente. [38] [70] La misión Juno , actualmente en órbita alrededor de Júpiter, debería ayudar a arrojar luz sobre estos procesos. Las líneas del campo magnético joviano que pasan por la ionosfera de Io también inducen una corriente eléctrica, que a su vez crea un campo magnético inducido dentro del interior de Io. Se cree que el campo magnético inducido de Io se genera dentro de un océano de magma de silicato parcialmente fundido a 50 kilómetros por debajo de la superficie de Io. [78] Se encontraron campos inducidos similares en los otros satélites galileanos por Galileo , generados dentro de océanos de agua líquida en el interior de esas lunas.

Io es un poco más grande que la Luna de la Tierra . Tiene un radio medio de 1.821,3 km (1.131,7 millas) (aproximadamente un 5% mayor que el de la Luna) y una masa de 8,9319 × 10 22  kg (aproximadamente un 21% mayor que la de la Luna). Tiene forma de elipsoide leve , con su eje más largo dirigido hacia Júpiter. Entre los satélites galileanos , tanto en masa como en volumen, Io se ubica detrás de Ganímedes y Calisto pero por delante de Europa .

Interior

Modelo de la posible composición interior de Io con diversas características etiquetadas.

Compuesto principalmente de roca de silicato y hierro , Io está más cerca en composición a los planetas terrestres que a otros satélites en el Sistema Solar exterior, que se componen principalmente de una mezcla de hielo de agua y silicatos. Io tiene una densidad de3,5275 g / cm 3 , la más alta de todas las lunas del Sistema Solar ; significativamente más alto que los otros satélites galileanos (Ganimedes y Calisto en particular, cuyas densidades son alrededor de1,9 g / cm 3 ) y ligeramente más alto (~ 5,5%) que el de la Luna3,344 g / cm 3 . [7] Los modelos basados ​​en las mediciones de la Voyager y Galileo de los coeficientes gravitacionales de masa, radio y cuadrupolo de Io (valores numéricos relacionados con cómo se distribuye la masa dentro de un objeto) sugieren que su interior se diferencia entre una corteza y un manto ricos en silicato y un núcleo rico en hierro o sulfuro de hierro . [52] El núcleo metálico de Io constituye aproximadamente el 20% de su masa. [79] Dependiendo de la cantidad de azufre en el núcleo, el núcleo tiene un radio entre 350 y 650 km (220-400 mi) si está compuesto casi en su totalidad de hierro, o entre 550 y 900 km (340-560 mi) para un núcleo que consta de una mezcla de hierro y azufre. El magnetómetro de Galileo no pudo detectar un campo magnético intrínseco interno en Io, lo que sugiere que el núcleo no está en convección . [80]

El modelado de la composición interior de Io sugiere que el manto está compuesto por al menos el 75% del mineral forsterita rico en magnesio , y tiene una composición a granel similar a la de los meteoritos L-condrita y LL-condrita , con mayor contenido de hierro (en comparación con el silicio ) que la Luna o la Tierra, pero más bajo que Marte. [81] [82] Para soportar el flujo de calor observado en Io, el 10-20% del manto de Io puede estar fundido, aunque las regiones donde se ha observado vulcanismo a alta temperatura pueden tener fracciones de fusión más altas. [83] Sin embargo, un nuevo análisis de los datos del magnetómetro Galileo en 2009 reveló la presencia de un campo magnético inducido en Io, lo que requiere un océano de magma a 50 km (31 millas) por debajo de la superficie. [78] Un análisis más detallado publicado en 2011 proporcionó pruebas directas de dicho océano. [84] Se estima que esta capa tiene 50 km de espesor y constituye aproximadamente el 10% del manto de Io. Se estima que la temperatura en el océano de magma alcanza los 1.200 ° C. No se sabe si el porcentaje de fusión parcial del 10-20% para el manto de Io es consistente con el requisito de una cantidad significativa de silicatos fundidos en este posible océano de magma. [85] La litosfera de Io, compuesta de basalto y azufre depositados por el extenso vulcanismo de Io, tiene al menos 12 km (7,5 millas) de espesor y probablemente menos de 40 km (25 millas) de espesor. [79] [86]

Calentamiento de marea

A diferencia de la Tierra y la Luna, la principal fuente de calor interno de Io proviene de la disipación de las mareas en lugar de la desintegración de isótopos radiactivos , el resultado de la resonancia orbital de Io con Europa y Ganímedes. [47] Dicho calentamiento depende de la distancia de Io a Júpiter, su excentricidad orbital, la composición de su interior y su estado físico. [83] Su resonancia de Laplace con Europa y Ganímedes mantiene la excentricidad de Io y evita que la disipación de las mareas dentro de Io haga circular su órbita. La órbita resonante también ayuda a mantener la distancia de Io a Júpiter; de lo contrario, las mareas elevadas en Júpiter harían que Io girara lentamente en espiral hacia afuera desde su planeta padre. [87] Las fuerzas de marea experimentadas por Io son aproximadamente 20.000 veces más fuertes que las fuerzas de marea que experimenta la Tierra debido a la luna, y las diferencias verticales en su abultamiento de marea, entre los momentos en que Io está en periapsis y apoapsis en su órbita, podrían ser tan tanto como 100 m (330 pies). [88] La fricción o disipación de las mareas producida en el interior de Io debido a este tirón de marea variable, que, sin la órbita resonante, habría entrado en circularizar la órbita de Io, crea un calentamiento de marea significativo dentro del interior de Io, derritiendo una cantidad significativa del manto de Io. y núcleo. La cantidad de energía producida es hasta 200 veces mayor que la producida únicamente a partir de la desintegración radiactiva . [10] Este calor se libera en forma de actividad volcánica, generando su alto flujo de calor observado (total global: 0,6 a 1,6 × 10 14  W ). [83] Los modelos de su órbita sugieren que la cantidad de calentamiento de las mareas dentro de Io cambia con el tiempo; sin embargo, la cantidad actual de disipación de las mareas es consistente con el flujo de calor observado. [83] [89] Los modelos de calentamiento y convección de las mareas no han encontrado perfiles consistentes de viscosidad planetaria que coincidan simultáneamente con la disipación de energía de las mareas y la convección del calor del manto a la superficie. [89] [90]

Aunque existe un acuerdo general de que el origen del calor manifestado en los muchos volcanes de Ío es el calentamiento de las mareas por la fuerza de la gravedad de Júpiter y su luna Europa , los volcanes no están en las posiciones predichas con el calentamiento de las mareas. Se desplazan de 30 a 60 grados hacia el este. [91] Un estudio publicado por Tyler et al. (2015) sugiere que este cambio hacia el este puede ser causado por un océano de roca fundida debajo de la superficie. El movimiento de este magma generaría calor extra por fricción debido a su viscosidad . Los autores del estudio creen que este océano subterráneo es una mezcla de roca sólida y fundida. [92]

Otras lunas del Sistema Solar también se calientan por las mareas, y también pueden generar calor adicional a través de la fricción del magma subsuperficial o de los océanos de agua. Esta capacidad de generar calor en un océano subterráneo aumenta la posibilidad de vida en cuerpos como Europa y Encelado . [93] [94]

Superficie

Mapa de superficie de Io
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Imagen giratoria de la superficie de Io; el gran anillo rojo está alrededor del volcán Pele

Basándose en su experiencia con las antiguas superficies de la Luna, Marte y Mercurio, los científicos esperaban ver numerosos cráteres de impacto en las primeras imágenes de Io de la Voyager 1 . La densidad de los cráteres de impacto en la superficie de Io habría dado pistas sobre la edad de Io. Sin embargo, se sorprendieron al descubrir que la superficie carecía casi por completo de cráteres de impacto, sino que estaba cubierta de llanuras lisas salpicadas de altas montañas, pozos de diversas formas y tamaños y flujos de lava volcánica. [43] En comparación con la mayoría de los mundos observados hasta ese momento, la superficie de Io estaba cubierta de una variedad de materiales coloridos (lo que llevó a Io a ser comparado con una naranja podrida o una pizza ) de varios compuestos sulfurosos. [95] [96] La falta de cráteres de impacto indicó que la superficie de Io es geológicamente joven, como la superficie terrestre; Los materiales volcánicos entierran continuamente los cráteres a medida que se producen. Este resultado se confirmó espectacularmente cuando la Voyager 1 observó al menos nueve volcanes activos . [46]

Composición de la superficie

La apariencia colorida de Io es el resultado de materiales depositados por su extenso vulcanismo, incluidos silicatos (como el ortopiroxeno ), azufre y dióxido de azufre . [97] La escarcha de dióxido de azufre es omnipresente en la superficie de Io, formando grandes regiones cubiertas de materiales blancos o grises. El azufre también se ve en muchos lugares de Ío, formando regiones de amarillo a amarillo verdoso. El azufre depositado en las latitudes medias y las regiones polares a menudo se daña por la radiación, rompiendo el azufre cíclico de 8 cadenas normalmente estable . Este daño por radiación produce las regiones polares de color marrón rojizo de Io. [20]

Mapa geológico de Io

El vulcanismo explosivo , que a menudo toma la forma de penachos en forma de paraguas, pinta la superficie con materiales sulfurosos y de silicato. Los depósitos de plumas en Io suelen ser de color rojo o blanco, dependiendo de la cantidad de azufre y dióxido de azufre en la columna. Generalmente, las columnas formadas en los respiraderos volcánicos de la lava desgasificada contienen una mayor cantidad de S
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, produciendo un depósito rojo en "abanico" o, en casos extremos, grandes anillos rojos (que a menudo alcanzan más de 450 km o 280 millas desde el respiradero central). [98] Un ejemplo destacado de un depósito de penacho de anillo rojo se encuentra en Pele. Estos depósitos rojos consisten principalmente en azufre (generalmente azufre molecular de 3 y 4 cadenas), dióxido de azufre y quizás cloruro de sulfurilo . [97] Las plumas formadas en los márgenes de los flujos de lava de silicato (a través de la interacción de la lava y los depósitos preexistentes de azufre y dióxido de azufre) producen depósitos blancos o grises.

El mapeo composicional y la alta densidad de Io sugieren que Io contiene poca o ninguna agua , aunque se han identificado tentativamente pequeñas bolsas de hielo de agua o minerales hidratados , más notablemente en el flanco noroeste de la montaña Gish Bar Mons . [99] Io tiene la menor cantidad de agua de cualquier cuerpo conocido en el Sistema Solar. [100] Es probable que esta falta de agua 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 en las proximidades de Io, pero no lo suficientemente caliente como para hacerlo más lejos. [101]

Vulcanismo

Flujos de lava activos en la región volcánica Tvashtar Paterae (la región en blanco representa áreas saturadas en los datos originales). Imágenes tomadas por Galileo en noviembre de 1999 y febrero de 2000.

El calentamiento de las mareas producido por la excentricidad orbital forzada de Io lo ha convertido en el mundo más volcánicamente activo del Sistema Solar, con cientos de centros volcánicos y extensos flujos de lava . [12] Durante una erupción importante, se pueden producir flujos de lava de decenas o incluso cientos de kilómetros de largo, que consisten principalmente en lavas de silicato de basalto con composiciones máficas o ultramáficas (ricas en magnesio). Como subproducto de esta actividad, el azufre, el gas de dióxido de azufre y el material piroclástico de silicato (como la ceniza) se vuelan hasta 200 km (120 millas) en el espacio, produciendo grandes columnas en forma de paraguas, pintando el terreno circundante de rojo. blanco y negro, y proporciona material para la atmósfera irregular de Io y la extensa magnetosfera de Júpiter.

La superficie de Io está salpicada de depresiones volcánicas conocidas como paterae que generalmente tienen pisos planos delimitados por paredes empinadas. [102] Estas características se asemejan a las calderas terrestres , pero se desconoce si se producen a través del colapso sobre una cámara de lava vacía como sus primos terrestres. Una hipótesis sugiere que estas características se producen a través de la exhumación de los antepechos volcánicos , y el material superpuesto se elimina con explosivos o se integra en el antepecho. [103] Se han cartografiado ejemplos de paterae en varias etapas de exhumación utilizando imágenes de Galileo de la región de Chaac-Camaxtli . [104] A diferencia de características similares en la Tierra y Marte, estas depresiones generalmente no se encuentran en la cima de los volcanes en escudo y normalmente son más grandes, con un diámetro promedio de 41 km (25 millas), siendo el más grande Loki Patera a 202 km (126 mi). [102] Loki también es consistentemente el volcán más fuerte de Io, contribuyendo en promedio con el 25% de la producción de calor global de Io. [105] Cualquiera que sea el mecanismo de formación, la morfología y distribución de muchas paterae sugieren que estas características están controladas estructuralmente, con al menos la mitad delimitadas por fallas o montañas. [102] Estas características son a menudo el sitio de erupciones volcánicas, ya sea de flujos de lava que se extienden por los pisos de las paterae, como en una erupción en Gish Bar Patera en 2001, o en forma de un lago de lava . [11] [106] Los lagos de lava en Io tienen una corteza de lava que se vuelca continuamente, como en Pele, o una corteza que se vuelca episódicamente, como en Loki. [107] [108]

Secuencia de cinco imágenes de las imágenes de New Horizons que muestran el volcán Tvashtar de Io arrojando material a 330 km sobre su superficie
Pluma cerca del terminador ( Juno ; 21 de diciembre de 2018) [109]

Los flujos de lava representan otro terreno volcánico importante en Io. El magma irrumpe en la superficie de los conductos de ventilación en el suelo de las paterae o en las llanuras de las fisuras, produciendo flujos de lava compuestos e inflados similares a los observados en Kilauea en Hawai. Las imágenes de la nave espacial Galileo revelaron que muchos de los principales flujos de lava de Io, como los de Prometheus y Amirani , son producidos por la acumulación de pequeñas erupciones de flujos de lava sobre flujos más antiguos. [110] También se han observado grandes brotes de lava en Io. Por ejemplo, el borde de ataque del flujo de Prometheus se movió de 75 a 95 km (47 a 59 millas) entre la Voyager en 1979 y las primeras observaciones de Galileo en 1996. Una gran erupción en 1997 produjo más de 3500 km 2 (1400 millas cuadradas) de lava fresca e inundó el suelo del Pillan Patera adyacente. [53]

El análisis de las imágenes de la Voyager llevó a los científicos a creer que estos flujos estaban compuestos principalmente por varios compuestos de azufre fundido. Sin embargo, los estudios infrarrojos posteriores realizados en la Tierra y las mediciones de la nave espacial Galileo indican que estos flujos están compuestos de lava basáltica con composiciones de máficas a ultramáficas. [111] Esta hipótesis se basa en mediciones de temperatura de los "puntos calientes" de Io, o lugares de emisión térmica, que sugieren temperaturas de al menos 1300 K y algunas de hasta 1600 K. [112] Estimaciones iniciales que sugieren temperaturas de erupción cercanas a 2000 K [ 53] han demostrado ser sobreestimadas debido a que se utilizaron modelos térmicos incorrectos para modelar las temperaturas. [112] [111]

El descubrimiento de plumas en los volcanes Pele y Loki fue la primera señal de que Io es geológicamente activo. [45] Generalmente, estas columnas se forman cuando volátiles como el azufre y el dióxido de azufre son expulsados ​​hacia el cielo desde los volcanes de Io a velocidades que alcanzan 1 km / s (0,62 mi / s), creando nubes de gas y polvo en forma de paraguas. El material adicional que se puede encontrar en estas columnas volcánicas incluye sodio, potasio y cloro . [113] [114] Estas plumas parecen estar formadas de una de dos maneras. [115] Las plumas más grandes de Io, como las emitidas por Pele , se crean cuando se libera azufre disuelto y dióxido de azufre gaseoso del magma en erupción en respiraderos volcánicos o lagos de lava, a menudo arrastrando material piroclástico de silicato. [116] Estos penachos forman depósitos rojos (del azufre de cadena corta) y negros (del silicato piroclástico) en la superficie. Las plumas formadas de esta manera se encuentran entre las más grandes observadas en Io, formando anillos rojos de más de 1,000 km (620 millas) de diámetro. Ejemplos de este tipo de penacho incluyen Pele, Tvashtar y Dazhbog . Otro tipo de penacho se produce cuando los flujos de lava invasores vaporizan la escarcha de dióxido de azufre subyacente, enviando el azufre hacia el cielo. Este tipo de pluma a menudo forma depósitos circulares brillantes que consisten en dióxido de azufre. Estas plumas suelen tener menos de 100 km (62 millas) de altura y se encuentran entre las plumas más longevas de Ío. Los ejemplos incluyen Prometheus , Amirani y Masubi . Los compuestos sulfurosos en erupción se concentran en la corteza superior debido a una disminución en la solubilidad del azufre a mayores profundidades en la litosfera de Io y pueden ser un factor determinante para el estilo de erupción de un punto caliente. [116] [117] [118]

Montañas

Imagen de Galileo en escala de grises de Tohil Mons , una montaña de 5,4 km de altura

Io tiene de 100 a 150 montañas. Estas estructuras tienen un promedio de 6 km (3,7 millas) de altura y alcanzan un máximo de 17,5 ± 1,5 km (10,9 ± 0,9 millas) en South Boösaule Montes . [13] Las montañas a menudo parecen grandes (la montaña promedio mide 157 km o 98 millas de largo), estructuras aisladas sin patrones tectónicos globales aparentes delineados, en contraste con el caso de la Tierra. [13] Para soportar la tremenda topografía observada en estas montañas se requieren composiciones que consisten principalmente en rocas de silicato, en contraposición a azufre. [119]

A pesar del extenso vulcanismo que le da a Io su apariencia distintiva, casi todas sus montañas son estructuras tectónicas y no son producidas 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 levantan y a menudo inclinan trozos de la corteza de Io a través de fallas de empuje . [120] Las tensiones de compresión que conducen a la formación de montañas son el resultado del hundimiento del entierro continuo de materiales volcánicos. [120] La distribución global de las montañas parece ser opuesta a la de las estructuras volcánicas; las montañas dominan las áreas con menos volcanes y viceversa. [121] Esto sugiere regiones a gran escala en la litosfera de Io donde dominan la compresión (que apoya la formación de montañas) y la extensión (que apoya la formación de pátera). [122] A nivel local, sin embargo, montañas y paterae a menudo colindan entre sí, lo que sugiere que el magma a menudo aprovecha las fallas formadas durante la formación de las montañas para llegar a la superficie. [102]

Las montañas de Io (generalmente, las estructuras que se elevan por encima de las llanuras circundantes) tienen una variedad de morfologías. Las mesetas son las más comunes. [13] Estas estructuras se asemejan a grandes mesas de superficie plana con superficies rugosas. Otras montañas parecen ser bloques de la corteza inclinados, con una pendiente poco profunda desde la superficie anteriormente plana y una pendiente empinada que consiste en materiales anteriormente sub-superficiales levantados por esfuerzos de compresión. Ambos tipos de montañas escarpadas a menudo tienen escarpes a lo largo de uno o más márgenes. Solo un puñado de montañas en Io parecen tener un origen volcánico. Estas montañas se asemejan a pequeños volcanes en escudo , con pendientes pronunciadas (6–7 °) cerca de una pequeña caldera central y pendientes poco profundas a lo largo de sus márgenes. [123] Estas montañas volcánicas son a menudo más pequeñas que la montaña promedio en Io, con un promedio de sólo 1 a 2 km (0,6 a 1,2 millas) de altura y 40 a 60 km (25 a 37 millas) de ancho. Otros volcanes en escudo con pendientes mucho menos profundas se infieren de la morfología de varios de los volcanes de Io, donde los flujos delgados se irradian desde una patera central, como en Ra Patera . [123]

Casi todas las montañas parecen estar en alguna etapa de degradación. Los grandes depósitos de deslizamientos de tierra son comunes en la base de las montañas jónicas, lo que sugiere que el desgaste masivo es la forma principal de degradación. Los márgenes festoneados son comunes entre las mesetas y mesetas de Io, como resultado de la extracción de dióxido de azufre de la corteza de Io, lo que produce zonas de debilidad a lo largo de los márgenes de las montañas. [124]

La auroral brilla en la atmósfera superior de Io. Los diferentes colores representan emisiones de diferentes componentes de la atmósfera (el verde proviene de la emisión de sodio, el rojo de la emisión de oxígeno y el azul de la emisión de gases volcánicos como el dióxido de azufre). Imagen tomada mientras Io estaba en eclipse.

Io tiene una atmósfera extremadamente fina que consiste principalmente en dióxido de azufre ( SO
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), con componentes menores que incluyen monóxido de azufre ( SO ), cloruro de sodio ( NaCl ) y azufre y oxígeno atómicos . [125] La atmósfera tiene variaciones significativas en densidad y temperatura con la hora del día, la latitud, la actividad volcánica y la abundancia de heladas en la superficie. La presión atmosférica máxima en Io varía de 3,3 × 10 −5  a 3 × 10 −4  pascales (Pa) o de 0,3 a 3  nbar , vista espacialmente en el hemisferio anti-Júpiter de Io y a lo largo del ecuador, y temporalmente en las primeras horas de la tarde cuando el temperatura de los picos de heladas superficiales. [125] [126] [127] También se han observado picos localizados en columnas volcánicas, con presiones de 5 × 10 −4 a 40 × 10 −4  Pa (5 a 40 nbar). [49] La presión atmosférica de Io es más baja en el lado nocturno de Io, donde la presión desciende a 0,1 × 10 −7  a 1 × 10 −7  Pa (0,0001 a 0,001 nbar). [125] [126] La temperatura atmosférica de Io varía desde la temperatura de la superficie en altitudes bajas, donde el dióxido de azufre está en equilibrio de presión de vapor con la escarcha en la superficie, hasta 1800 K en altitudes más altas donde la densidad atmosférica más baja permite el calentamiento del plasma en el toro de plasma de Io y del calentamiento de Joule del tubo de flujo de Io. [125] [126] La baja presión limita el efecto de la atmósfera en la superficie, excepto para redistribuir temporalmente el dióxido de azufre de áreas ricas en escarcha a áreas pobres en escarcha, y para expandir el tamaño de los anillos de depósito de la pluma cuando el material de la pluma vuelve a entrar en el más grueso. atmósfera del lado del día. [125] [126] La delgada atmósfera jónica también significa que cualquier sonda de aterrizaje futura enviada para investigar Io no necesitará estar encerrada en un escudo térmico tipo aeroshell, sino que requerirá retropropulsores para un aterrizaje suave . La atmósfera delgada también requiere un módulo de aterrizaje resistente capaz de soportar la fuerte radiación joviana , que una atmósfera más espesa atenuaría.

El gas en la atmósfera de Io es despojado por la magnetosfera de Júpiter , escapando a la nube neutra que rodea a Io, o al toro de plasma de Io, un anillo de partículas ionizadas que comparte la órbita de Io pero co-rota con la magnetosfera de Júpiter. [73] Aproximadamente una tonelada de material se elimina de la atmósfera cada segundo a través de este proceso, por lo que debe reponerse constantemente. [70] La fuente más dramática de SO
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son penachos volcánicos, que bombean 10 4 kg de dióxido de azufre por segundo en la atmósfera de Io en promedio, aunque la mayoría de esta condensa de nuevo sobre la superficie. [128] Gran parte del dióxido de azufre en la atmósfera de Io se sustenta en la sublimación de SO impulsada por la luz solar.
2
congelado en la superficie. [129] La atmósfera diurna está confinada en gran medida a 40 ° del ecuador, donde la superficie es más cálida y residen las plumas volcánicas más activas. [130] Una atmósfera impulsada por sublimación también es consistente con las observaciones de que la atmósfera de Io es más densa en el hemisferio anti-Júpiter, donde SO
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las heladas son más abundantes y más densas cuando Io está más cerca del Sol. [125] [129] [131] Sin embargo, se requieren algunas contribuciones de las columnas volcánicas ya que las densidades más altas observadas se han visto cerca de los respiraderos volcánicos. [125] Debido a que la densidad del dióxido de azufre en la atmósfera está ligada directamente a la temperatura de la superficie, la atmósfera de Io colapsa parcialmente por la noche o cuando Io está a la sombra de Júpiter (con una caída de ~ 80% en la densidad de la columna [132] ). El colapso durante el eclipse está limitado de alguna manera por la formación de una capa de difusión de monóxido de azufre en la parte más baja de la atmósfera, pero la presión atmosférica de la atmósfera del lado nocturno de Io es de dos a cuatro órdenes de magnitud menor que en su pico justo después del mediodía. [126] [133] Los componentes menores de la atmósfera de Io, como NaCl , SO , O y S derivan de: desgasificación volcánica directa; fotodisociación , o degradación química causada por la radiación solar ultravioleta, de SO
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; o el chisporroteo de depósitos superficiales por partículas cargadas de la magnetosfera de Júpiter. [129]

Varios investigadores han propuesto que la atmósfera de Io se congela en la superficie cuando pasa a la sombra de Júpiter. La evidencia de esto es un "brillo posterior al eclipse", donde la luna a veces parece un poco más brillante como si estuviera cubierta de escarcha inmediatamente después del eclipse. Después de unos 15 minutos el brillo vuelve a la normalidad, presumiblemente porque la escarcha ha desaparecido por sublimación . [134] [135] [136] [137] Además de ser visto a través de telescopios terrestres, el brillo posterior al eclipse se encontró en longitudes de onda del infrarrojo cercano utilizando un instrumento a bordo de la nave espacial Cassini . [138] El apoyo adicional para esta idea llegó en 2013 cuando el Observatorio Gemini se utilizó para medir directamente el colapso del SO de Io
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atmósfera durante, y su reforma después, eclipse con Júpiter. [139] [140]

Las imágenes de alta resolución de Io adquiridas cuando Io está experimentando un eclipse revelan un resplandor parecido a una aurora . [114] Al igual que en la Tierra, esto se debe a la radiación de partículas que golpea la atmósfera, aunque en este caso las partículas cargadas provienen del campo magnético de Júpiter en lugar del viento solar . Las auroras generalmente ocurren cerca de los polos magnéticos de los planetas, pero las de Io son más brillantes cerca de su ecuador. Io carece de un campo magnético intrínseco propio; por lo tanto, los electrones que viajan a lo largo del campo magnético de Júpiter cerca de Io impactan directamente en la atmósfera de Io. Más electrones chocan con su atmósfera, produciendo la aurora más brillante, donde las líneas de campo son tangentes a Io (es decir, cerca del ecuador), porque la columna de gas por la que pasan es más larga allí. Se observa que las auroras asociadas con estos puntos tangentes en Io oscilan con la orientación cambiante del dipolo magnético inclinado de Júpiter . [141] También se han observado auroras más tenues de átomos de oxígeno a lo largo del limbo de Io (el rojo se ilumina en la imagen de la derecha) y átomos de sodio en el lado nocturno de Io (el verde se ilumina en la misma imagen). [114]

  • Exploración de Io
  • Las lunas de Júpiter en la ficción # Io
  • Lista de satélites naturales
  • Geología planetaria

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Media related to Io at Wikimedia Commons

General information

  • Io profile at NASA's Solar System Exploration site
  • Bill Arnett's Io webpage from The Nine Planets website
  • Io overview from the University of Michigan's Windows to the Universe
  • Calvin Hamilton's Io page from the Views of the Solar System website

Movies

  • Paul Schenk's 3D images and flyover videos of Io and other outer solar system satellites
  • High resolution video simulation of rotating Io by Seán Doran

Images

  • Catalog of NASA images of Io
  • Galileo images of Io
  • New Horizons images of Io
    • New Horizons LORRI Raw Images, includes numerous Io images
  • Io through Different New Horizons Imagers

Maps

  • Io global basemaps at the USGS Astrogeology Science Center based on Galileo and Voyager images
  • Io nomenclature and map with feature names from the USGS planetary nomenclature page
  • Interactive map of Io by Google Maps

Additional references

  • Io dynamo from educational website The Exploration of the Earth's Magnetosphere
  • The Conundrum Posed by Io's Minimum Surface Temperatures
  • Io Mountain Database
  • Cassini Observations of Io's Visible Aurorae at the USGS Astrogeology Science Center
  • The Gish Bar Times, Jason Perry's Io-related blog