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 més interior dels quatre satèl·lits galileians del planeta Júpiter. És el tercer satèl·lit més gran del planeta i el quart de tot el sistema solar, el que té la major densitat i és l'objecte més sec conegut del sistema. Fou descobert el 1610 i batejat en honor a la nimfa mitològica Io, una sacerdotessa de Hera que es convertí en una de les amants de Zeus.

Amb més de 400 volcans actius, Io és l'objecte geològicament més actiu del sistema solar.[1][2] Aquesta activitat geològica extrema es deu a l'escalfament de marea que causa la fricció generada a l'interior d'Io, estirat entre Júpiter i els altres satèl·lits galileians (Europa, Ganimedes i Cal·listo). Alguns volcans produeixen columnes eruptives de sofre i diòxid de sofre que arriben fins a 500 km per sobre la superfície. La superfície d'Io també està dotada de més de 100 muntanyes formades per la forta compressió a la base de la seva escorça de silici; alguns d'aquests cims són més elevats que el Mont Everest.[3] A diferència de la majoria de satèl·lits del sistema solar exterior, que estan majoritàriament composts per gel, Io està format principalment per roca de silicat, que envolta un nucli de ferro fos o sulfur de ferro. La major part de la superfície d'Io està composta per planures extenses recobertes de sofre i diòxid de sofre solidificat.

El vulcanisme d'Io és responsable de molts dels seus trets únics. Les seves columnes eruptives i rius de lava produeixen canvis susceptibles a la superfície i acoloreixen la superfície en diversos tons subtils de groc, vermell, blanc, negre i verd, generalment per mor dels al·lòtrops i composts del sofre. Diversos rius de lava extensos, alguns de més de 500 km de longitud, també marquen la superfície. Els materials produïts per aquest vulcanisme generen l'atmosfera prima i irregular d'Io i la vasta magnetosfera de Júpiter. Les ejeccions volcàniques d'Io també produeixen un gran torus de gas al voltant de Júpiter.

Io va jugar 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 satèl·lits galileians. Aquesta descoberta propicià l'adopció del model copernicà 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 a finals del segle XIX i principis del XX, quan esdevengué possible observar amb resolució els trets de la seva superfície, per exemple la regió polar vermell fosc i la regió equatorial brillant. El 1979, les dues sondes Voyager revelaren que Io era un món geològicament actiu amb nombrosos aspectes volcànics, grans muntanyes i una superfície jove sense cràters obvis. La sonda Galileo sobrevolà Io de prop diverses vegades durant els anys 90 i a principis de mil·lenni i obtingué dades sobre l'estructura interna del satèl·lit i sobre la composició de la seva superfície. Aquestes sondes també mostraren la relació entre Io i la magnetosfera de Júpiter i l'existència d'un cinturó radioactiu d'alta energia centrat a l'òrbita d'Io. Io rep aproximadament 36 sieverts (3.600 rem) de radiació ionitzant diàriament.[4]

Les sondes Casssini-Huygens i New Horizons han fet observacions posteriors, el 2000 i el 2007 respectivament, així com amb telescopis des de la Terra i amb el telescopi espacial Hubble.

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, se'n coneixen quatre satèl·lits: Metis, Adrastea, Amaltea i Tebe, amb òrbites més pròximes a Júpiter).

Característiques físiques[modifica | modifica el codi]

La major part de la superfície és de colors pastel, puntejada per pics negres, marrons, verds, taronges 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, Io no tenia pràcticament cràters. Io 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 inclou 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 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 els elements més volàtils en la regió pròxima al planeta en què es va formar Io. Això no obstant, els volàtils esmentats sí que 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.

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. 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. 
  2. Lopes, R. M. C.. «Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys». Icarus, 169, 1, 2004, pàg. 140–174. Bibcode: 2004Icar..169..140L. DOI: 10.1016/j.icarus.2003.11.013.
  3. Schenk, P.. «The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo». Journal of Geophysical Research, 106, E12, 2001, pàg. 33201–33222. Bibcode: 2001JGR...10633201S. DOI: 10.1029/2000JE001408.
  4. «2000 February 29, SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)». CSUFresno.edu, 29 febrer 2000.

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]