Io (luna)
La más interna de las cuatro lunas galileanas de Júpiter

Yo
La mancha oscura que se encuentra justo a la izquierda del centro es el volcán en erupción Prometeo. Las llanuras blanquecinas a ambos lados están cubiertas de escarcha de dióxido de azufre depositada volcánicamente, mientras que las regiones más amarillentas contienen una mayor proporción de azufre.
Imagen en color mejorada de Ío desde la nave espacial Galileo , tomada en 1999.
Descubrimiento
Descubierto porGalileo Galilei
Fecha de descubrimiento8 de enero de 1610 [1]
Designaciones
Pronunciación/ ˈaɪ .​ oʊ / [2]o como greco-latinoĪō(aproximado como / ˈ iː . oʊ / )[ cita necesaria ]
Llamado en honor a
Ἰώ Īō
Júpiter I
AdjetivosJónico / aɪ ˈ oʊ n i ə n / [3] [4]
Características orbitales
Periapsis420 000  kilómetros (0,002 808  UA )
Apoápsis423 400  kilómetros (0,002 830  UA )
Radio orbital medio
421 700  kilómetros (0,002 819  UA )
Excentricidad0,004 031 3019
1.769 137 786  días (152 853 .5047 s ,42.459 306 86  horas )
17,334 kilómetros por segundo
Inclinación0,05° (al ecuador de Júpiter)
2,213° (a la eclíptica )
Satélite deJúpiter
GrupoLuna galileana
Características físicas
Dimensiones3.660,0 × 3.637,4 × 3.630,6 kilómetros [5]
1 821,6 ± 0,5 km ( 0,28592 Tierras) [6]
41 698 064 .7357 km 2 (0.082 Tierras)
Volumen2,531 906 4907 × 10 10  km 3 (0,023 Tierras)
Masa(8,931 938 ± 0,000 018 ) × 10 22  kg (0,015 Tierras) [6]
Densidad media
3,528 ± 0,006 g/cm 3 (0,639 Tierras) [6]
1,796 502 844  m/s2 ( 0,1831923077 g )
0,378 24 ± 0,000 22 [7]
2.558,3174910781 m/s
sincrónico
Velocidad de rotación ecuatorial
271 kilómetros por hora
Ascensión recta del polo norte
268,05° [8]
Declinación del polo norte
64,50° [8]
Albedo0,63 ± 0,02 [6]
Temperatura de la superficie .mín.significarmáximo
Superficie90  mil110  mil130 K [9]
5.02 ( oposición ) [10]
1,2 segundos de arco [11]
Atmósfera
Presión superficial
0,5 a 4 mPa (4,93 × 10 −9 a 3,95 × 10 −8  atm)
Composición por volumen90%  dióxido de azufre

Ío ( /ˈaɪ.oʊ/ ) , o Júpiter I , es la más interna y la segunda más pequeña de las cuatro lunas galileanas del planeta Júpiter . Ligeramente más grande que la luna de la Tierra , Ío es la cuarta luna más grande del Sistema Solar , tiene la mayor densidad de cualquier luna, la gravedad superficial más fuerte de cualquier luna y 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 Ío , una sacerdotisa de Hera que se convirtió en una de las amantes de Zeus .

Con más de 400 volcanes activos , Ío es el objeto geológicamente más activo del Sistema Solar. [12] [13] [14] Esta actividad geológica extrema es el resultado del calentamiento de las mareas por la fricción generada en el interior de Ío cuando es atraído entre Júpiter y las otras lunas galileanas: Europa , Ganímedes y Calisto . Varios volcanes producen columnas de azufre y dióxido de azufre que se elevan hasta 500 km (300 mi) sobre la superficie. La superficie de Ío 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 Ío . Algunos de estos picos son más altos que el Monte Everest , el punto más alto de la superficie de la Tierra. [15] A diferencia de la mayoría de las lunas del Sistema Solar exterior, que están compuestas principalmente de hielo de agua , Ío está compuesta principalmente de roca de silicato que rodea un núcleo de hierro fundido o sulfuro de hierro . La mayor parte de la superficie de Ío está compuesta por extensas llanuras con una capa helada de azufre y dióxido de azufre .

El vulcanismo de Ío es responsable de muchas de sus características únicas. Sus columnas volcánicas y flujos de lava producen grandes cambios en la superficie y la tiñen de varios tonos sutiles de amarillo, rojo, blanco, negro y verde, en gran parte debido a los alótropos y compuestos de azufre. Numerosos flujos de lava extensos, varios de más de 500 km (300 mi) de longitud, también marcan la superficie. Los materiales producidos por este vulcanismo conforman la atmósfera delgada y desigual de Ío, y también afectan en gran medida la naturaleza y los niveles de radiación de la extensa magnetosfera de Júpiter . Los eyectos volcánicos de Ío también producen un gran e intenso toro de plasma alrededor de Júpiter, creando un entorno de radiación hostil sobre y alrededor de la luna. [16]

Ío 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 . En 1979, las dos sondas espaciales Voyager revelaron que Ío era un mundo geológicamente activo, con numerosas características volcánicas, grandes montañas y una superficie joven sin cráteres de impacto evidentes. La sonda espacial Galileo realizó varios sobrevuelos cercanos en la década de 1990 y principios de la década de 2000, obteniendo datos sobre la estructura interior de Ío y la composición de la superficie. Estas naves espaciales también revelaron la relación entre Ío y la magnetosfera de Júpiter y la existencia de un cinturón de radiación de alta energía centrado en la órbita de Ío. Se han realizado más observaciones con Cassini-Huygens en 2000, New Horizons en 2007 y Juno desde 2017, así como desde telescopios terrestres y el telescopio espacial Hubble .

Nomenclatura

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

Aunque a Simon Marius no se le atribuye el descubrimiento exclusivo de los satélites galileanos, sus nombres para las lunas fueron adoptados. [17] 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". [17] [18] Basándose en una sugerencia de Johannes Kepler en octubre de 1613, también ideó un esquema de nombres por el cual cada luna era nombrada en honor a un amante del dios griego Zeus o su equivalente romano , Júpiter . Nombró a la luna grande más interna de Júpiter en honor al griego Ío : [19] [17]

Los poetas censuran mucho a Júpiter por sus amores irregulares. Se mencionan especialmente tres doncellas que fueron cortejadas clandestinamente por Júpiter con éxito: Ío, hija del río Ínaco, Calisto de Licaón, Europa de Agenor. Luego estaba Ganimedes, el hermoso hijo del rey Tros, a quien Júpiter, habiendo tomado la forma de un águila, transportó al cielo sobre su espalda, como cuentan fabulosamente los poetas... Creo, por tanto, que no habré obrado mal si llamo a la Primera Ío, a la Segunda Europa, a la Tercera, por la majestuosidad de su luz, Ganimedes, a la Cuarta Calisto... [17]

Los nombres de Marius no fueron ampliamente adoptados hasta siglos después (mediados del siglo XX). [20] En gran parte de la literatura astronómica anterior, se hacía referencia a Ío generalmente por su designación en números romanos (un sistema introducido por Galileo) como " Júpiter I ", [21] o como "el primer satélite de Júpiter". [22] [23]

La pronunciación habitual en inglés del nombre es / ˈaɪoʊ / , [24] aunque a veces la gente intenta una pronunciación más "auténtica", / ˈiːoʊ / . [ 25 ] El nombre tiene dos raíces en latín que compiten entre sí: Īō y (raramente) Īōn . [26] Esta última es la base de la forma adjetival inglesa, Ionian . [27] [28] [29]

Las características de Ío reciben nombres de personajes y lugares del mito de Ío, así como de deidades del fuego, los volcanes, el Sol y el trueno de varios mitos, y personajes y lugares del Infierno de Dante : nombres apropiados para la naturaleza volcánica de la superficie. [30] Desde que la superficie fue vista de cerca por primera vez por la Voyager 1 , la Unión Astronómica Internacional ha aprobado 249 nombres para los volcanes, montañas, mesetas y grandes características del albedo de Ío. Las categorías de características aprobadas utilizadas para Ío 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 columna fue el primer signo de actividad volcánica en un volcán en particular). Las montañas, mesetas, terreno estratificado y volcanes en escudo con nombre incluyen los términos mons , mensa ('mesa'), planum y tholus ('rotonda'), respectivamente. [30] Las regiones con albedo brillantes y con nombre utilizan el término regio . Ejemplos de características con nombre son Prometheus , Pan Mensa, Tvashtar Paterae y Tsũi Goab Fluctus. [31]

Historia de la observación

Galileo Galilei , el descubridor de Ío

La primera observación de Ío fue realizada por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610 utilizando un telescopio refractor de 20 aumentos en la Universidad de Padua . Sin embargo, en esa observación, Galileo no pudo separar Ío y Europa debido a la baja potencia de su telescopio, por lo que los dos fueron registrados como un único punto de luz. Ío y Europa fueron vistos por primera vez como cuerpos separados durante las observaciones de Galileo del sistema joviano al día siguiente, el 8 de enero de 1610 (utilizado como la fecha del descubrimiento de Ío por la UAI ). [1] El descubrimiento de Ío y los otros satélites galileanos de Júpiter fue publicado en Sidereus Nuncius de Galileo en marzo de 1610. [32] 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 descartó el trabajo de Marius como plagio. De todos modos, la primera observación registrada de Marius se produjo el 29 de diciembre de 1609 en el calendario juliano , que equivale al 8 de enero de 1610 en el calendario gregoriano , que utilizó Galileo. [33] Dado que Galileo publicó su trabajo antes que Marius, a Galileo se le atribuye el descubrimiento. [34]

Durante los dos siglos y medio siguientes, Ío permaneció como un punto de luz de magnitud 5 sin resolver en los telescopios de los astrónomos. Durante el siglo XVII, Ío y los otros satélites galileanos sirvieron para diversos propósitos, incluidos los primeros métodos para determinar la longitud , [35] validar la tercera ley de movimiento planetario de Kepler y determinar el tiempo necesario para que la luz viaje entre Júpiter y la Tierra. [32] Basándose en las efemérides producidas por el astrónomo Giovanni Cassini y otros, Pierre-Simon Laplace creó una teoría matemática para explicar las órbitas resonantes de Ío, Europa y Ganímedes . [32] Más tarde se descubrió que esta resonancia tenía un profundo efecto en las geologías de las tres lunas. [36]

La tecnología mejorada de los telescopios a finales del siglo XIX y en el siglo XX permitió a los astrónomos resolver (es decir, ver como objetos distintos) las características superficiales a gran escala de Ío. En la década de 1890, Edward E. Barnard fue el primero en observar variaciones en el brillo de Ío 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 Ío tuviera forma de huevo, como propuso en ese momento su colega astrónomo William Pickering , o dos objetos separados, como propuso inicialmente Barnard. [22] [23] [37] Observaciones telescópicas posteriores confirmaron las distintas regiones polares de color marrón rojizo de Ío y la banda ecuatorial de color blanco amarillento. [38]

Las observaciones telescópicas de mediados del siglo XX comenzaron a dar indicios de la naturaleza inusual de Ío. Las observaciones espectroscópicas sugirieron que la superficie de Ío estaba desprovista de hielo de agua (una sustancia que se encontró en abundancia en los otros satélites galileanos). [39] Las mismas observaciones sugirieron una superficie dominada por evaporaciones compuestas de sales de sodio y azufre . [40] Las observaciones radiotelescópicas revelaron la influencia de Ío en la magnetosfera joviana , como lo demostraron las ráfagas de longitud de onda decamétricas vinculadas al período orbital de Ío. [41]

Pionero

Las primeras sondas espaciales que pasaron por Ío fueron las sondas Pioneer 10 y 11 el 3 de diciembre de 1973 y el 2 de diciembre de 1974, respectivamente. [42] El seguimiento por radio proporcionó una estimación mejorada de la masa de Ío, que, junto con la mejor información disponible sobre 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. [43] Las Pioneer también revelaron la presencia de una atmósfera delgada y cinturones de radiación intensos cerca de la órbita de Ío. La cámara a bordo de la Pioneer 11 tomó la única buena imagen de la luna obtenida por ambas naves espaciales, mostrando su región polar norte y su tinte amarillo. [44] Se planearon imágenes de cerca durante el encuentro de la Pioneer 10 , pero se perdieron debido al entorno de alta radiación. [42]

Viajero

Mosaico de la Voyager 1 que cubre la región polar sur de Ío. Incluye dos de los diez picos más altos de Ío : los montes Eubea en el extremo superior izquierdo y el monte Haemus en la parte inferior.

Cuando las sondas gemelas Voyager 1 y Voyager 2 pasaron por Ío en 1979, sus sistemas de imagen más avanzados permitieron obtener imágenes mucho más detalladas. La Voyager 1 pasó por Ío el 5 de marzo de 1979 desde una distancia de 20.600 km (12.800 mi). [45] Las imágenes obtenidas durante la aproximación revelaron un paisaje extraño y multicolor sin cráteres de impacto. [46] [47] Las imágenes de mayor resolución mostraron una superficie relativamente joven salpicada de fosas de formas extrañas, montañas más altas que el Monte Everest y características que se asemejaban a flujos de lava volcánica. [46] [48]

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. [49] El análisis de otras imágenes de la Voyager 1 mostró nueve columnas de este tipo esparcidas por la superficie, lo que demuestra que Ío era volcánicamente activa. [50] 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 Ío 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). [51] Los datos de este sobrevuelo mostraron que la superficie de Ío está dominada por escarcha de azufre y dióxido de azufre . Estos compuestos también dominan su delgada atmósfera y el toro de plasma centrado en la órbita de Ío (también descubierto por la Voyager ). [52] [53] [54]

La Voyager 2 pasó por Ío el 9 de julio de 1979 a una distancia de 1.130.000 km (700.000 mi). 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 se habían producido en los cuatro meses transcurridos entre los encuentros. Además, las observaciones de Ío en forma de medialuna cuando la Voyager 2 abandonó el sistema joviano revelaron que siete de las nueve columnas de humo observadas en marzo seguían activas en julio de 1979, y solo el volcán Pele se apagó entre sobrevuelos. [55]

Galileo

Imagen de Galileo en color mejorado que muestra una mancha oscura (justo abajo a la izquierda del centro, interrumpiendo el anillo rojo de alótropos de azufre de cadena corta depositados por Pele ) producida por una gran erupción en Pillan Patera en 1997

La sonda Galileo llegó a Júpiter en 1995, tras un viaje de seis años desde la Tierra para seguir los descubrimientos de las dos sondas Voyager y las observaciones terrestres realizadas en los años intermedios. La ubicación de Ío en uno de los cinturones de radiación más intensos de Júpiter impidió un sobrevuelo 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 del 7 de diciembre de 1995, el encuentro arrojó resultados significativos, como el descubrimiento de un gran núcleo de hierro, similar al que se encuentra en los planetas rocosos del Sistema Solar interior. [56]

A pesar de la falta de imágenes de cerca y de problemas mecánicos que restringieron en gran medida la cantidad de datos obtenidos, se hicieron varios descubrimientos importantes durante la misión principal de Galileo . Galileo observó los efectos de una gran erupción en Pillan Patera y confirmó que las erupciones volcánicas están compuestas de magmas de silicato con composiciones máficas y ultramáficas ricas en magnesio . [57] Se adquirieron imágenes distantes de Ío para casi todas las órbitas durante la misión principal, revelando un gran número de volcanes activos (tanto emisiones térmicas del magma enfriado en la superficie como columnas volcánicas), numerosas montañas con morfologías muy variadas y varios cambios en la superficie que habían tenido lugar tanto entre las eras Voyager y Galileo como entre las órbitas de Galileo . [58]

La misión Galileo se prolongó dos veces, en 1997 y 2000. Durante estas misiones prolongadas, la sonda sobrevoló Io tres veces a finales de 1999 y principios de 2000, y tres veces a finales 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. [58]

Cassini

Vista de Ío y Júpiter tomada por la misión Cassini-Huygens el 1 de enero de 2001

En diciembre de 2000, la sonda Cassini tuvo un encuentro breve y distante con el sistema joviano en su camino hacia Saturno , lo que permitió realizar observaciones conjuntas con Galileo . Estas observaciones revelaron una nueva columna en Tvashtar Paterae y proporcionaron información sobre las auroras de Ío . [59]

Nuevos horizontes

La sonda espacial New Horizons , en ruta hacia Plutón y el cinturón de Kuiper , sobrevoló el sistema joviano e Ío el 28 de febrero de 2007. Durante el encuentro, se obtuvieron numerosas observaciones distantes de Ío. Estas incluyeron imágenes de una gran columna volcánica 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. [60] New Horizons también capturó imágenes de un volcán cerca de Girru Patera en las primeras etapas de una erupción, y varias erupciones volcánicas que han ocurrido desde Galileo . [60]

Juno

Imagen global de la luna Ío de Júpiter adquirida por la cámara JunoCam de Juno el 30 de diciembre de 2023

La sonda espacial Juno fue lanzada en 2011 y entró en órbita alrededor de Júpiter el 5 de julio de 2016. La misión de Juno se centra principalmente en mejorar nuestra comprensión del interior de Júpiter, el campo magnético, las auroras y la atmósfera polar. [ 61 ] La órbita de 54 días de Juno está muy inclinada y es muy excéntrica para caracterizar mejor las regiones polares de Júpiter y limitar su exposición a los duros cinturones de radiación internos del planeta, lo que limita los encuentros cercanos con las lunas de Júpiter. El acercamiento más cercano a Ío durante la misión inicial y principal se produjo en febrero de 2020 a una distancia de 195.000 kilómetros. [62] La misión ampliada de Juno, iniciada en junio de 2021, permitió encuentros más cercanos con los satélites galileanos de Júpiter debido a la precesión orbital de Juno . [63] Después de una serie de encuentros cada vez más cercanos con Ío en 2022 y 2023, Juno realizó un par de sobrevuelos cercanos el 30 de diciembre de 2023 [64] y el 3 de febrero de 2024 [65] , ambos a altitudes de 1.500 kilómetros. El objetivo principal de estos encuentros era mejorar nuestra comprensión del campo gravitatorio de Ío mediante el seguimiento Doppler y obtener imágenes de la superficie de Ío para buscar cambios en la superficie desde que se vio de cerca por última vez en 2007. [66]

Durante varias órbitas, Juno ha observado a Ío desde la distancia utilizando JunoCAM, una cámara de luz visible de gran angular, para buscar columnas volcánicas y JIRAM, un espectrómetro y generador de imágenes de infrarrojo cercano, para monitorear la emisión térmica de los volcanes de Ío. [67] [62] La espectroscopia de infrarrojo cercano JIRAM ha permitido hasta ahora el mapeo grueso de la escarcha de dióxido de azufre en la superficie de Ío, así como el mapeo de componentes superficiales menores que absorben débilmente la luz solar a 2,1 y 2,65 μm. [68]

Misiones futuras

Hay dos misiones planeadas para el sistema joviano. Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) es una misión planificada de la Agencia Espacial Europea al sistema joviano que está destinada a terminar en la órbita de Ganímedes. [69] JUICE se lanzó en abril de 2023, con llegada a Júpiter planeada para julio de 2031. [70] [71] JUICE no sobrevolará Ío, pero usará sus instrumentos, como una cámara de ángulo estrecho, para monitorear la actividad volcánica de Ío y medir la composición de su superficie durante la fase de gira de dos años de la misión por Júpiter 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 Ío, pero es probable que monitoree volcanes distantes. Europa Clipper se lanzó en octubre de 2024, con una llegada a Júpiter en 2030. [72] [73]

El Observador del Volcán de Ío (IVO) fue una propuesta a la NASA para una misión de clase Discovery de bajo costo seleccionada para un estudio de Fase A junto con otras tres misiones en 2020. IVO se lanzaría en enero de 2029 y realizaría diez sobrevuelos de Ío mientras estuviera en órbita alrededor de Júpiter a principios de la década de 2030. [74] [75] Sin embargo, las misiones a Venus DAVINCI+ y VERITAS fueron seleccionadas en favor de aquellas. [76]

Órbita y rotación

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

Ío orbita 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 interior de los satélites galileanos de Júpiter, su órbita se encuentra entre las de Tebas y Europa . Incluyendo los satélites interiores de Júpiter, Ío es la quinta luna de Júpiter. Le toma alrededor de 42,5 horas (1,77 días) completar una órbita alrededor de Júpiter (lo suficientemente rápido para que su movimiento pueda observarse en una sola noche de observación). Ío está en una resonancia orbital de movimiento medio de 2:1 con Europa y una resonancia orbital de movimiento medio de 4:1 con Ganimedes , completando dos órbitas de Júpiter por cada órbita completada por Europa, y cuatro órbitas por cada una completada por Ganimedes. Esta resonancia ayuda a mantener la excentricidad orbital de Ío (0,0041), que a su vez proporciona la fuente de calor principal para su actividad geológica. [51] Sin esta excentricidad forzada, la órbita de Ío se circularizaría a través de la disipación de las mareas , lo que daría lugar a un mundo geológicamente menos activo. [51]

Al igual que los demás satélites galileanos y la Luna , Ío gira sincrónicamente con su período orbital, manteniendo una cara casi apuntando hacia Júpiter. Esta sincronía proporciona la definición del sistema de longitud de Ío. El meridiano principal de Ío interseca el ecuador en el punto subjoviano. El lado de Ío 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 Ío que siempre mira en la dirección en la que Ío viaja en su órbita se conoce como hemisferio principal, mientras que el lado que siempre mira en la dirección opuesta se conoce como hemisferio de cola. [77]

Desde la superficie de Ío, Júpiter formaría un arco de 19,5°, lo que haría que Júpiter pareciera 39 veces el diámetro aparente de la Luna de la Tierra. [ cita requerida ]

Interacción con la magnetosfera de Júpiter

Esquema de la magnetosfera de Júpiter y los componentes influenciados por Ío (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). [78]

Ío juega un papel importante en la conformación 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 dan a Júpiter un campo magnético inflado a más del doble del tamaño que tendría de otra manera. [79] La magnetosfera de Júpiter barre los gases y el polvo de la delgada atmósfera de Ío a una velocidad de 1 tonelada por segundo. [80] Este material está compuesto 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 . [80] [81] Estos materiales se originan a partir de la actividad volcánica de Ío, y el material que escapa al campo magnético de Júpiter y al espacio interplanetario proviene directamente de la atmósfera de Ío. Estos materiales, dependiendo de su estado ionizado y composición, terminan en varias nubes neutrales (no ionizadas) y cinturones de radiación en la magnetosfera de Júpiter y, en algunos casos, finalmente son expulsados ​​del sistema joviano. [82]

El sistema Júpiter-Ío y su interacción
(ilustración; 15 de julio de 2021)

Alrededor de Ío (a una distancia de hasta seis radios de Ío desde su superficie) hay una nube de átomos neutros de azufre, oxígeno, sodio y potasio. Estas partículas se originan en la atmósfera superior de Ío y se excitan por colisiones con iones en el toro de plasma (discutido más adelante) y por otros procesos para llenar la esfera de Hill de Ío , que es la región donde la gravedad de Ío es dominante sobre la de Júpiter. Parte de este material escapa a la atracción gravitatoria de Ío y entra en órbita alrededor de Júpiter. Durante un período de 20 horas, estas partículas se extienden desde Ío para formar una nube neutra con forma de plátano que puede llegar hasta seis radios joviales de Ío, ya sea dentro de la órbita de Ío y por delante de ella o fuera de la órbita de Ío y detrás de ella. [80] El proceso de colisión que excita estas partículas también proporciona ocasionalmente iones de sodio en el toro de plasma con un electrón, eliminando esos nuevos neutros "rápidos" del toro. Estas partículas conservan 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. [83]

Ío orbita dentro de un cinturón de intensa radiación conocido como el toro de plasma de Ío. El plasma en este anillo en forma de rosquilla de azufre, oxígeno, sodio y cloro ionizados se origina cuando los átomos neutros en la "nube" que rodea a Ío son ionizados y transportados por la magnetosfera joviana. [80] 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. Al igual que el resto del campo magnético de Júpiter, el toro de plasma está inclinado con respecto al ecuador de Júpiter (y al plano orbital de Ío), de modo que Ío 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 neutros de la atmósfera de Ío y de las nubes neutras más extendidas. El toro se compone de tres secciones: un toro exterior, "cálido", que se encuentra justo fuera de la órbita de Ío; una región extendida verticalmente conocida como la "cinta", compuesta por la región de fuente neutral y plasma en enfriamiento, ubicada aproximadamente a la distancia de Ío de Júpiter; y un toro interno, "frío", compuesto de partículas que giran lentamente en espiral hacia Júpiter. [80] Después de residir un promedio de 40 días en el toro, las partículas en el toro "caliente" escapan y son parcialmente responsables de la magnetosfera inusualmente grande de Júpiter , su presión hacia afuera la infla desde adentro. [84] New Horizons ha detectado partículas de Ío, detectadas como variaciones en el plasma magnetosférico, muy adentro de la larga cola magnética . Para estudiar variaciones similares dentro del toro de plasma, los investigadores midieron la luz ultravioleta que emite. Aunque tales variaciones no se han vinculado definitivamente con variaciones en la actividad volcánica de Ío (la fuente última de material en el toro de plasma), este vínculo se ha establecido en la nube de sodio neutral. [85]

Durante un encuentro con Júpiter en 1992, la sonda espacial Ulysses detectó una corriente de partículas del tamaño de polvo que eran expulsadas del sistema joviano. [86] El polvo en estas corrientes discretas viaja lejos de Júpiter a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo, tiene un tamaño de partícula promedio de 10  μm y está compuesto principalmente de cloruro de sodio. [81] [87] Las mediciones de polvo realizadas por Galileo mostraron que estas corrientes de polvo se originaron en Ío, pero se desconoce exactamente cómo se forman, ya sea por la actividad volcánica de Ío o por material removido de la superficie. [88]

El campo magnético de Júpiter , que Ío atraviesa, acopla la atmósfera y la nube neutra de Ío a la atmósfera superior polar de Júpiter generando una corriente eléctrica conocida como el tubo de flujo de Ío . [80] Esta corriente produce un brillo auroral en las regiones polares de Júpiter conocido como la huella de Ío, así como auroras en la atmósfera de Ío. Las partículas de esta interacción auroral oscurecen las regiones polares jovianas en longitudes de onda visibles. La ubicación de Ío 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 Ío es visible, las señales de radio de Júpiter aumentan considerablemente. [41] [80] 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 la ionosfera de Ío también inducen una corriente eléctrica, que a su vez crea un campo magnético inducido dentro del interior de Ío. Se cree que el campo magnético inducido de Ío se genera dentro de un océano de magma de silicato parcialmente fundido a 50 kilómetros por debajo de la superficie de Ío. [89] Galileo encontró campos inducidos similares en los otros satélites galileanos , posiblemente generados dentro de océanos de agua líquida en el interior de esas lunas. [90]

Geología

Ío es ligeramente más grande que la Luna de la Tierra . Tiene un radio medio de 1.821,3 km (1.131,7 mi) (aproximadamente un 5 % más grande que el de la Luna) y una masa de 8,9319 × 10Pesa 22 kg (aproximadamente un 21 % más que la Luna). Tieneforma de elipsoide ligero, con su eje más largo dirigido hacia Júpiter. Entre los satélites galileanos , tanto en masa como en volumen, Ío se sitúa detrás de Ganímedes y Calisto , pero por delante de Europa . [91]

Interior

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

Compuestos principalmente de roca de silicato y hierro , Ío y Europa tienen una composición más parecida a la de los planetas terrestres que a la de otros satélites del Sistema Solar exterior, que están compuestos principalmente de una mezcla de hielo de agua y silicatos. Ío tiene una densidad de3,5275 g/cm 3 , la más alta de cualquier luna regular del Sistema Solar ; significativamente más alta que los otros satélites galileanos (Ganímedes y Calisto en particular, cuyas densidades son de alrededor de1,9 g/cm 3 ) y ligeramente superior (~5,5 %) a la de la Luna.3,344 g/cm 3 y Europa 2,989 g/cm 3 . [7] Los modelos basados ​​en las mediciones de la masa, el radio y los coeficientes gravitacionales cuadrupolares (valores numéricos relacionados con la distribución de la masa dentro de un objeto) de Ío realizadas por las sondas Voyager y Galileo sugieren que su interior se diferencia entre una corteza y un manto ricos en silicatos y un núcleo rico en hierro o sulfuro de hierro . [56] El núcleo metálico de Ío constituye aproximadamente el 20% de su masa. [92] Dependiendo de la cantidad de azufre en el núcleo, este tiene un radio de entre 350 y 650 km (220–400 mi) si está compuesto casi en su totalidad de hierro, o de entre 550 y 900 km (340–560 mi) si el núcleo está compuesto de una mezcla de hierro y azufre. El magnetómetro de Galileo no detectó un campo magnético interno intrínseco en Ío, lo que sugiere que el núcleo no es convectivo . [93]

El modelado de la composición interior de Ío sugiere que el manto está compuesto por al menos un 75% del mineral rico en magnesio forsterita , y tiene una composición en masa similar a la de los meteoritos de condrita L y condrita LL , con un mayor contenido de hierro (en comparación con el silicio ) que la Luna o la Tierra, pero menor que Marte. [94] [95] Para apoyar el flujo de calor observado en Ío, entre el 10 y el 20% del manto de Ío puede estar fundido, aunque las regiones donde se ha observado vulcanismo de alta temperatura pueden tener fracciones de fusión más altas. [96] Sin embargo, un nuevo análisis de los datos del magnetómetro Galileo en 2009 reveló la presencia de un campo magnético inducido en Ío, lo que requiere un océano de magma a 50 km (31 mi) por debajo de la superficie. [89] Un análisis posterior publicado en 2011 proporcionó evidencia directa de dicho océano. [97] Se estima que esta capa tiene un espesor de 50 km y constituye aproximadamente el 10% del manto de Ío. Se estima que la temperatura en el océano de magma alcanza los 1200 °C. No se sabe si el porcentaje de fusión parcial del 10-20% para el manto de Ío es consistente con el requisito de una cantidad significativa de silicatos fundidos en este posible océano de magma. [98] La litosfera de Ío, compuesta de basalto y azufre depositados por el extenso vulcanismo de Ío, tiene al menos 12 km (7,5 mi) de espesor, y probablemente menos de 40 km (25 mi) de espesor. [92] [99]

Calentamiento por mareas

A diferencia de la Tierra y la Luna, la principal fuente de calor interno de Ío proviene de la disipación de mareas en lugar de la desintegración de isótopos radiactivos , resultado de la resonancia orbital de Ío con Europa y Ganímedes. [51] Este calentamiento depende de la distancia de Ío a Júpiter, su excentricidad orbital, la composición de su interior y su estado físico. [96] Su resonancia de Laplace con Europa y Ganímedes mantiene la excentricidad de Ío y evita que la disipación de mareas dentro de Ío haga circular su órbita. La órbita resonante también ayuda a mantener la distancia de Ío con respecto a Júpiter; de lo contrario, las mareas elevadas en Júpiter harían que Ío se alejara lentamente en espiral de su planeta padre. [100] Las fuerzas de marea que experimenta Ío 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 Ío está en periapsis y apoapsis en su órbita, podrían ser de hasta 100 m (330 pies). [101] La fricción o disipación de marea producida en el interior de Ío debido a esta atracción de marea variable, que, sin la órbita resonante, habría ido en su lugar a circularizar la órbita de Ío, crea un calentamiento de marea significativo dentro del interior de Ío, derritiendo una cantidad significativa del manto y el núcleo de Ío. La cantidad de energía producida es hasta 200 veces mayor que la producida únicamente por la desintegración radiactiva . [12] 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 ). [96] Los modelos de su órbita sugieren que la cantidad de calentamiento por mareas dentro de Ío cambia con el tiempo; sin embargo, la cantidad actual de disipación por mareas es consistente con el flujo de calor observado. [96] [102] Los modelos de calentamiento y convección por mareas no han encontrado perfiles de viscosidad planetaria consistentes que coincidan simultáneamente con la disipación de energía de las mareas y la convección del calor del manto hacia la superficie. [102] [103]

Aunque existe un acuerdo general sobre que el origen del calor que se manifiesta en los numerosos volcanes de Ío es el calentamiento por mareas debido a la atracción de la gravedad de Júpiter y su luna Europa , los volcanes no están en las posiciones predichas con el calentamiento por mareas. Están desplazados entre 30 y 60 grados hacia el este. [104] Un estudio publicado por Tyler et al. (2015) sugiere que este desplazamiento hacia el este puede estar causado por un océano de roca fundida bajo la superficie. El movimiento de este magma generaría calor adicional a través de la fricción debido a su viscosidad . Los autores del estudio creen que este océano subterráneo es una mezcla de roca fundida y sólida. [105]

Otras lunas del Sistema Solar también se calientan por las mareas y también pueden generar calor adicional a través de la fricción del magma subterráneo 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 Encélado . [106] [107]

Superficie

Mapa de la superficie de Io

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 Ío tomadas por la Voyager 1. La densidad de cráteres de impacto en la superficie de Ío habría dado pistas sobre su edad. Sin embargo, se sorprendieron al descubrir que la superficie carecía casi por completo de cráteres de impacto, sino que estaba cubierta de llanuras suaves salpicadas de altas montañas, fosos de diversas formas y tamaños y flujos de lava volcánica. [46] En comparación con la mayoría de los mundos observados hasta ese momento, la superficie de Ío estaba cubierta de una variedad de materiales coloridos (lo que llevó a comparar a Ío con una naranja podrida o con una pizza ) de varios compuestos sulfurosos. [108] [109] La falta de cráteres de impacto indicó que la superficie de Ío 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 . [50]

Composición de la superficie

La colorida apariencia de Ío es el resultado de los materiales depositados por su extenso vulcanismo, incluidos silicatos (como el ortopiroxeno ), azufre y dióxido de azufre . [110] La escarcha de dióxido de azufre es omnipresente en toda la superficie de Ío, formando grandes regiones cubiertas de materiales blancos o grises. El azufre también se ve en muchos lugares de Ío, formando regiones de color amarillo a verde amarillento. 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 Ío. [22]

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 silicatados. Los depósitos de penachos en Io a menudo son de color rojo o blanco dependiendo de la cantidad de azufre y dióxido de azufre en el penacho. Generalmente, los penachos formados en respiraderos volcánicos a partir de lava desgasificada contienen una mayor cantidad de S2 , produciendo un depósito de "abanico" rojo, o en casos extremos, grandes anillos rojos (que a menudo se extienden más allá de los 450 km o 280 mi del respiradero central). [111] 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 . [110] Los penachos formados en los márgenes de los flujos de lava de silicato (a través de la interacción de la lava y depósitos preexistentes de azufre y dióxido de azufre) producen depósitos blancos o grises. [112]

El mapeo composicional y la alta densidad de Ío sugieren que Ío contiene poca o nada de 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. [113] Ío tiene la menor cantidad de agua de cualquier cuerpo conocido en el Sistema Solar. [114] Esta falta de agua probablemente se debe a que Júpiter era lo suficientemente caliente al principio de la evolución del Sistema Solar como para expulsar materiales volátiles como el agua en las proximidades de Ío, pero no lo suficientemente caliente como para hacerlo más lejos. [115]

Vulcanismo

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

El calentamiento por mareas producido por la excentricidad orbital forzada de Ío lo ha convertido en el mundo volcánicamente más activo del Sistema Solar, con cientos de centros volcánicos y extensos flujos de lava . [14] Durante una gran erupción, 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 cenizas) son expulsados ​​hasta 200 km (120 mi) al espacio, produciendo grandes columnas en forma de paraguas, que pintan el terreno circundante de rojo, negro y blanco, y proporcionan material para la atmósfera irregular de Ío y la extensa magnetosfera de Júpiter. [116] [82]

Loki Patera en la luna Ío (concepto del artista; animación; 0:18) [117]

La superficie de Ío está salpicada de depresiones volcánicas conocidas como pateras , que generalmente tienen pisos planos delimitados por paredes empinadas. [118] Estas características se parecen 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 umbrales volcánicos , y el material suprayacente es expulsado o integrado en el umbral. [119] Se han cartografiado ejemplos de pateras en varias etapas de exhumación utilizando imágenes Galileo de la región Chaac-Camaxtli . [120] A diferencia de características similares en la Tierra y Marte, estas depresiones generalmente no se encuentran en la cima de los volcanes escudo y normalmente son más grandes, con un diámetro promedio de 41 km (25 mi), siendo el más grande Loki Patera con 202 km (126 mi). [118] Loki también es constantemente el volcán más fuerte de Ío, contribuyendo en promedio con el 25% de la producción de calor global de Ío. [121] Cualquiera que sea el mecanismo de formación, la morfología y distribución de muchas pateras sugieren que estas características están controladas estructuralmente, con al menos la mitad limitadas por fallas o montañas. [118] Estas características son a menudo el sitio de erupciones volcánicas, ya sea por flujos de lava que se extienden por los suelos de las pateras, como en una erupción en Gish Bar Patera en 2001, o en forma de lago de lava . [13] [122] Los lagos de lava en Io tienen una corteza de lava que se voltea continuamente, como en Pele, o una corteza que se voltea episódicamente, como en Loki. [123] [124]

Actividad volcánica en la luna Ío de Júpiter
(14/12/2022/izquierda y 3 de enero de 2023)

Los flujos de lava representan otro terreno volcánico importante en Ío. El magma entra en erupción en la superficie desde los respiraderos en el suelo de las pateras o en las llanuras desde las fisuras, produciendo flujos de lava inflados y compuestos similares a los que se ven en Kilauea en Hawái. Las imágenes de la sonda espacial Galileo revelaron que muchos de los principales flujos de lava de Ío, como los de Prometeo y Amirani , se producen por la acumulación de pequeños brotes de flujos de lava sobre flujos más antiguos. [125] También se han observado brotes de lava más grandes en Ío. Por ejemplo, el borde delantero del flujo de Prometeo se movió de 75 a 95 km (47 a 59 mi) entre la Voyager en 1979 y las primeras observaciones de Galileo en 1996. Una erupción importante en 1997 produjo más de 3.500 km2 ( 1.400 millas cuadradas) de lava fresca e inundó el suelo de la adyacente Pillan Patera. [57]

El análisis de las imágenes de la Voyager llevó a los científicos a creer que estos flujos estaban compuestos principalmente de varios compuestos de azufre fundido. Sin embargo, estudios infrarrojos posteriores realizados desde la Tierra y mediciones de la nave espacial Galileo indican que estos flujos están compuestos de lava basáltica con composiciones máficas a ultramáficas. [126] Esta hipótesis se basa en mediciones de temperatura de los "puntos calientes" de Ío, o lugares de emisión térmica, que sugieren temperaturas de al menos 1.300 K y algunas de hasta 1.600 K. [127] Las estimaciones iniciales que sugerían temperaturas de erupción cercanas a los 2.000 K [57] han demostrado ser sobreestimaciones debido a que se utilizaron modelos térmicos incorrectos para modelar las temperaturas. [127] [126]

Secuencia de cinco imágenes de New Horizons que muestran al volcán Tvashtar de Ío arrojando material a 330 km sobre su superficie

El descubrimiento de columnas en los volcanes Pele y Loki fue la primera señal de que Ío es geológicamente activo. [49] Generalmente, estas columnas se forman cuando volátiles como azufre y dióxido de azufre son expulsados ​​hacia el cielo desde los volcanes de Ío a velocidades que alcanzan 1 km/s (0,62 mi/s), creando nubes de gas y polvo en forma de paraguas. Material adicional que podría encontrarse en estas columnas volcánicas incluye sodio, potasio y cloro . [128] [129] Estas columnas parecen formarse de una de dos maneras. [130] Las columnas más grandes de Ío, como las emitidas por Pele , se crean cuando el azufre disuelto y el dióxido de azufre se liberan del magma en erupción en respiraderos volcánicos o lagos de lava, a menudo arrastrando material piroclástico de silicato con ellos. [131] Estas columnas forman depósitos rojos (del azufre de cadena corta) y negros (de los piroclásticos de silicato) en la superficie. Las columnas formadas de esta manera se encuentran entre las más grandes observadas en Ío, formando anillos rojos de más de 1000 km (620 mi) de diámetro. Ejemplos de este tipo de columna incluyen Pele, Tvashtar y Dazhbog . Otro tipo de columna 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 columna a menudo forma depósitos circulares brillantes que consisten en dióxido de azufre. Estas columnas suelen tener menos de 100 km (62 mi) de altura y se encuentran entre las columnas más longevas de Ío. Los ejemplos incluyen Prometeo , Amirani y Masubi . Los compuestos sulfurosos erupcionados se concentran en la corteza superior debido a una disminución de la solubilidad del azufre a mayores profundidades en la litosfera de Ío y pueden ser un determinante para el estilo de erupción de un punto caliente. [131] [132] [133]

Montañas

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

En Ío hay entre 100 y 150 montañas. Estas estructuras tienen una altura media de 6 km y alcanzan un máximo de 17,5 ± 1,5 km en los montes de Boösaule del Sur . [15] Las montañas suelen aparecer como estructuras grandes (la montaña media tiene 157 km o 98 mi de longitud) y aisladas, sin patrones tectónicos globales aparentes, a diferencia de lo que ocurre en la Tierra. [15] Para soportar la tremenda topografía observada en estas montañas se requieren composiciones que consistan principalmente en roca de silicato, en lugar de azufre. [134]

"Steeple Mountain" en la luna Ío
(animación; JunoCam; 0:14; 18 de abril de 2024)

A pesar del extenso vulcanismo que le da a Ío 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 elevan y a menudo inclinan trozos de la corteza de Ío a través de fallas inversas . [135] Las tensiones de compresión que conducen a la formación de montañas son el resultado del hundimiento del enterramiento continuo de materiales volcánicos. [135] 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. [136] Esto sugiere regiones a gran escala en la litosfera de Ío donde dominan la compresión (que apoya la formación de montañas) y la extensión (que apoya la formación de pateras). [137] Sin embargo, a nivel local, las montañas y las pateras a menudo se encuentran adyacentes entre sí, lo que sugiere que el magma a menudo explota las fallas formadas durante la formación de las montañas para alcanzar la superficie. [118]

Las montañas de Ío (generalmente, estructuras que se elevan sobre las llanuras circundantes) tienen una variedad de morfologías. Las mesetas son las más comunes. [15] Estas estructuras se asemejan a grandes mesas de cima plana con superficies escarpadas. Otras montañas parecen ser bloques de corteza inclinados, con una pendiente poco profunda desde la superficie anteriormente plana y una pendiente pronunciada que consiste en materiales anteriormente subterráneos levantados por tensiones de compresión. Ambos tipos de montañas a menudo tienen escarpados escarpados a lo largo de uno o más márgenes. Solo un puñado de montañas en Ío 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. [138] Estas montañas volcánicas son a menudo más pequeñas que la montaña promedio en Ío, con un promedio de solo 1 a 2 km (0,6 a 1,2 mi) de altura y 40 a 60 km (25 a 37 mi) de ancho. Otros volcanes en escudo con pendientes mucho menos profundas se infieren de la morfología de varios de los volcanes de Io, donde flujos delgados irradian desde una patera central, como en Ra Patera . [138]

Casi todas las montañas parecen estar en algún estado 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 mesas y mesetas de Ío, el resultado de la extracción de dióxido de azufre de la corteza de Ío, produciendo zonas de debilidad a lo largo de los márgenes de las montañas. [139]

Atmósfera

Brillos aurorales en la atmósfera superior de Ío. Los diferentes colores representan la emisión de diferentes componentes de la atmósfera (el verde se debe a la emisión de sodio, el rojo a la emisión de oxígeno y el azul a la emisión de gases volcánicos como el dióxido de azufre). Imagen tomada durante el eclipse de Ío.

Ío tiene una atmósfera extremadamente fina que consiste principalmente en dióxido de azufre ( SO
2), con constituyentes menores que incluyen monóxido de azufre ( SO ), cloruro de sodio ( NaCl ), y azufre atómico y oxígeno . [140] La atmósfera tiene variaciones significativas en densidad y temperatura con la hora del día, la latitud, la actividad volcánica y la abundancia de escarcha superficial. La presión atmosférica máxima en Ío varía de 3,3 × 10 −5  a 3 × 10 −4  pascales (Pa) o 0,3 a 3  nbar , observada espacialmente en el hemisferio anti-Júpiter de Ío y a lo largo del ecuador, y temporalmente a primera hora de la tarde cuando la temperatura de la escarcha superficial alcanza su punto máximo. [140] [141] [142] También se han observado picos localizados en columnas volcánicas, con presiones de 5 × 10 −4 a 40 × 10 −4  Pa (5 a 40 nbar). [53] La presión atmosférica de Ío es más baja en el lado nocturno de Ío, donde la presión desciende a 0,1 × 10 −7  a 1 × 10 −7  Pa (0,0001 a 0,001 nbar). [140] [141] La temperatura atmosférica de Ío varía desde la temperatura de la superficie a bajas altitudes, donde el dióxido de azufre está en equilibrio de presión de vapor con la escarcha en la superficie, hasta 1.800 K a altitudes mayores, donde la menor densidad atmosférica permite el calentamiento del plasma en el toro de plasma de Ío y del calentamiento Joule del tubo de flujo de Ío. [140] [141] La baja presión limita el efecto de la atmósfera en la superficie, excepto para redistribuir temporalmente el dióxido de azufre de las áreas ricas en escarcha a las pobres en escarcha, y para expandir el tamaño de los anillos de depósito de la columna cuando el material de la columna vuelve a entrar en la atmósfera más espesa del lado diurno. [140] [141]

El gas de la atmósfera de Ío es eliminado por la magnetosfera de Júpiter , escapando a la nube neutra que rodea a Ío o al toro de plasma de Ío, un anillo de partículas ionizadas que comparte la órbita de Ío pero que co-rota con la magnetosfera de Júpiter. [84] Aproximadamente una tonelada de material se elimina de la atmósfera cada segundo a través de este proceso, por lo que debe reponerse constantemente. [80] La fuente más dramática de SO
2Son columnas volcánicas que bombean 10En promedio, se liberan 4 kg de dióxido de azufre por segundo en la atmósfera de Io, aunque la mayor parte se condensa nuevamente en la superficie. [143] Gran parte del dióxido de azufre en la atmósfera de Io se mantiene gracias a la sublimación de SO impulsada por la luz solar.
2congelado en la superficie. [144] La atmósfera del lado diurno está confinada en gran medida a 40° del ecuador, donde la superficie es más cálida y residen las columnas volcánicas más activas. [145] Una atmósfera impulsada por la sublimación también es consistente con las observaciones de que la atmósfera de Ío es más densa sobre el hemisferio anti-Júpiter, donde el SO
2La escarcha es más abundante y más densa cuando Ío está más cerca del Sol. [140] [144] [146] Sin embargo, se requieren algunas contribuciones de las columnas volcánicas ya que las densidades más altas observadas se han visto cerca de respiraderos volcánicos. [140] Debido a que la densidad del dióxido de azufre en la atmósfera está vinculada directamente a la temperatura de la superficie, la atmósfera de Ío colapsa parcialmente por la noche, o cuando Ío está a la sombra de Júpiter (con una caída de ~80% en la densidad de la columna [147] ). El colapso durante el eclipse está limitado en cierta medida 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 Ío es de dos a cuatro órdenes de magnitud menor que en su pico justo después del mediodía. [141] [148] Los componentes menores de la atmósfera de Ío, como NaCl , SO , O y S se derivan de: desgasificación volcánica directa; fotodisociación o descomposición química causada por la radiación ultravioleta solar, de SO
2; o la pulverización de depósitos superficiales por partículas cargadas de la magnetosfera de Júpiter. [144]

Varios investigadores han propuesto que la atmósfera de Ío 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 . [149] [150] [151] [152] 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 . [153] Esta idea recibió más apoyo en 2013 cuando el Observatorio Gemini se utilizó para medir directamente el colapso de la atmósfera de SO 2 de Ío durante el eclipse con Júpiter y su reformación después de él. [154] [155]

Las imágenes de alta resolución de Ío adquiridas cuando Ío está experimentando un eclipse revelan un brillo similar a una aurora . [129] 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 Ío son más brillantes cerca de su ecuador. Ío carece de un campo magnético intrínseco propio; por lo tanto, los electrones que viajan a lo largo del campo magnético de Júpiter cerca de Ío impactan directamente en la atmósfera de Ío. Más electrones chocan con su atmósfera, produciendo la aurora más brillante, donde las líneas de campo son tangentes a Ío (es decir, cerca del ecuador), porque la columna de gas que atraviesan es la más larga allí. Se observa que las auroras asociadas con estos puntos tangentes en Ío oscilan con la orientación cambiante del dipolo magnético inclinado de Júpiter . [156] También se han observado auroras más débiles provenientes de átomos de oxígeno a lo largo del borde de Ío (los brillos rojos en la imagen de la derecha) y átomos de sodio en el lado nocturno de Ío (los brillos verdes en la misma imagen). [129]

Véase también

Referencias

  1. ^ ab Blue, Jennifer (9 de noviembre de 2009). "Nombres y descubridores de planetas y satélites". USGS.
  2. ^ "Io". Diccionario de inglés Lexico UK . Oxford University Press . Archivado desde el original el 29 de febrero de 2020.
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Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Ío .

información general

  • Perfil de Ío en el sitio de exploración del sistema solar de la NASA
  • Página web de Bill Arnett sobre Io, del sitio web The Nine Planets
  • Descripción general de Ío desde el programa Ventanas al Universo de la Universidad de Michigan
  • Página de Ío de Calvin Hamilton del sitio web Vistas del sistema solar

Cine

  • Imágenes en 3D y vídeos de vuelo de Ío y otros satélites del sistema solar exterior de Paul Schenk
  • Simulación en video de alta resolución de la rotación de Ío por Seán Doran

Imágenes

  • Catálogo de imágenes de Ío de la NASA
  • Imágenes de Ío tomadas por Galileo
  • Imágenes de Ío de la sonda New Horizons
    • Imágenes sin procesar de LORRI de New Horizons, incluye numerosas imágenes de Ío
  • Ío a través de diferentes sensores de New Horizons

Mapas

  • Mapas base globales de Ío en el Centro de Ciencias Astrogeológicas del USGS basados ​​en imágenes de Galileo y Voyager
  • Nomenclatura de Io y mapa con nombres de características de la página de nomenclatura planetaria del USGS
  • Mapa interactivo de Io de Google Maps

Referencias adicionales

  • Dinamo de Io del sitio web educativo La exploración de la magnetosfera de la Tierra
  • Los sorprendentes descubrimientos de la NASA sobre las lunas más grandes de Júpiter | Las lunas de nuestro sistema solar
  • El enigma que plantean las temperaturas mínimas de la superficie de Ío
  • Base de datos de la montaña de Io
  • Observaciones de Cassini de las auroras visibles de Io en el Centro de Ciencias de Astrogeología del USGS
  • The Gish Bar Times, el blog de Jason Perry relacionado con Io
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