Io (satèl·lit)

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Io (Júpiter I)
Io vist per la sonda Galileu.
Io vist per la sonda Galileu.
Designació
Designació alternativa "Júpiter I"
Elements orbitals
Semieix major a: 421.800 Km
Excentricitat orbital e: 0,0041
Període orbital P: 1,769138 d (0,0048 a)
Inclinació i: 0,036°
Satèl·lit de Júpiter
Característiques físiques
Massa: 8,9319·1022 Kg
Diàmetre equatorial: 3.643,2 Km
Període de rotació: Rotació síncrona
Albedo: 0,63
Magnitud aparent: 5,02
Densitat: 3.528 kg/m3
Gravitació: 1,796 m/s²
Velocitat d'escapament: 2,558 Km/s
Temperatura: Min ? K Mit∼130 K Max∼200 K
Atmosfera
Composició: Molt tènue
Diòxid de sofre 100%
Pressió atmosfèrica: Traces
Descobriment
Data: 7 de gener de 1610
Descobridor(s): Galileu Galilei
Simon Marius.

Io és el tercer satèl·lit més gran de Júpiter i el cinquè quant a distància al planeta. És un dels quatre satèl·lits galileians. Va ser descobert per Galileu Galilei el 1610.

Nom[modifica | modifica el codi]

Rep el seu nom d'un personatge de la mitologia grega, Io, una de les moltes donzelles de què Zeus es va encapritxar (en la mitologia romana, Zeus està identificat amb Júpiter). Aquest nom va ser suggerit per l'astrònom Simon Marius poc després del seu descobriment, però no va ser utilitzat fins a mitjan segle XX. Fins llavors se'l coneixia per la forma numeral romana Júpiter I o simplement "primer satèl·lit de Júpiter" ja que fins al 1892 va ser el satèl·lit més interior de Júpiter (actualment es coneixen quatre satèl·lits: Metis, Adrastea, Amaltea i Tebe amb òrbites més proximes a Júpiter).

Característiques físiques[modifica | modifica el codi]

La major part de la superfície és de colors pastel puntejada per pics negres, marrons, verds, taronjes i vermells al voltant de les zones amb activitat volcànica.

A diferència de la major part de les llunes del sistema solar, Io podria tenir una composició química semblant a la dels planetes terrestres, principalment compostos de roques de silicats. Dades recents provinents de la missió 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 pròximes d'Io el 1979, els científics esperaven trobar-hi nombrosos cràters la densitat dels quals proporcionaria dades sobre l'edat del satèl·lit. Contràriament a les expectatives, Ió no tenia pràcticament cràters. Ió té una activitat volcànica tan intensa que la seva superfície ha esborrat per complet els senyals de cràters d'impactes passats.

A més dels volcans, la superfície compta amb la presència de muntanyes no volcàniques, llacs de sofre fos, calderes de diversos quilòmetres de profunditat i fluxos extensos de diversos centenars de quilòmetres de llarg de material fluid molt poc viscós (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'aparença superficial del satèl·lit. Estudis en l'infraroig des de la superfície terrestre mostren que algunes de les regions més calentes del satèl·lit, cobertes per fluxos de lava, aconsegueixen temperatures de fins a 2.000 K (encara que les temperatures mitjanes són molt més fredes, pròximes als 130 K). Io podria tenir una fina atmosfera composta de diòxid de sofre i alguns altres gasos. A diferència dels altres satèl·lits galileians, Io gairebé no té aigua. Açò és probablement pel fet que, en la formació dels satèl·lits galileians, Júpiter estava tan calent que no va permetre condensar-se als elements més volàtils en la regió pròxima al planeta en què es va formar Io. Això no obstant, els volàtils esmentats sí van poder condensar-se més lluny i van donar lloc als altres satèl·lits rics en gels.

Vulcanisme[modifica | modifica el codi]

Tvashtar Catena, una cadena de cràters volcànics o catena fotografiada per la sonda Galileu a la superfície d'Io.

Io és el cos del sistema solar amb major activitat volcànica. Els volcans d'Io, a diferència dels terrestres, expulsen diòxid de sofre. L'energia necessària per a mantenir esta activitat volcànica prové de la dissipació d'efectes de marea produïts per Júpiter i les altres llunes pròximes, Europa i Ganimedes, ja que les tres llunes es troben en ressonància orbital. Algunes de les erupcions d'Io emeten material a més de 300 km d'altitud. La baixa gravetat del satèl·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'òrbita d'Io. Posteriorment, part d'aquest material pot ser ionitzat i resultar atrapat per l'intens camp magnètic de Júpiter. Les partícules ionitzades de l'anell orbital d'Io són arrossegades per les línies de camp fins a l'atmosfera superior de Júpiter, on es pot apreciar el seu impacte amb l'atmosfera en longituds d'ona ultraviolada que prenen part en la formació de les aurores jovianes. La posició d'Io respecte a la Terra i Júpiter té també una forta influència en les emissions de ràdio jovianes, que són molt més intenses quan Io és visible.

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]