Ío (satélite)

ÍO faz parte dos quatro satélites descobertos por Galileu Galilei em 1610 e dos quatro é o mais próximo do planeta. (Wikimedia Commons).

O que é Ío?

Ío Faz parte dos quatro satélites da Galileia (ío, Europa, Ganymedes, Calisto) chamados assim porque foram descobertos em 1610 por Galileu Galilei com um telescópio rudimentar que ele se construiu.

É o terceiro em tamanho dos satélites da Galileia e os 75 satélites de Júpiter restantes. Em ordem de rádio orbital, é o quinto satélite e o primeiro dos galileus. O nome dele vem da mitologia grega, na qual Io era uma das muitas donzelas das quais o deus Zeus, também chamado Júpiter na mitologia romana, se apaixonou.

Ío tem a terceira parte do diâmetro da terra e um tamanho semelhante ao nosso satélite da lua. Comparado aos outros satélites do sistema solar, Ío ocupa o quinto lugar em tamanho, precedido pela lua.

A superfície da IRO tem cadeias de montanhas que se destacam nas extensas planícies. Não são observadas crateras de impacto, indicando que foram apagadas por sua grande atividade geológica e vulcânica, considerada a maior de todas no sistema solar. Seus vulcões produzem nuvens de compostos de enxofre que sobem 500 km acima de sua superfície.

Centenas de montanhas são contadas em sua superfície, algumas mais altas que o Monte Everest, que foram formadas devido ao vulcanismo de satélite intenso.

A descoberta de Ío em 1610 e os outros satélites galilanos mudou a perspectiva de nossa posição no universo, pois naquele momento se pensava que éramos o centro de tudo.

Ao descobrir "outros mundos", como Galileu chamou os satélites que giravam em torno de Júpiter, a idéia se tornou mais viável e palpável, proposta por Copérnico, que nosso planeta girou ao redor do sol.

Graças a Ío, a primeira medição da velocidade da luz foi feita pelo astrônomo dinamarquês Ole Christensen Rømer em 1676. Ele percebeu que a duração do eclipse da IRO por Júpiter era 22 minutos mais curta quando a terra estava mais próxima do Júpiter do que quando estava no seu ponto de maior distância.

Foi nesse momento que, na luz, levou para viajar pelo diâmetro orbital terrestre, a partir daí Rømer estimou 225.000 km/s para velocidade de luz, 25% menor que o valor atual atualmente.

Características gerais de ÍO

No momento em que a missão da Voyager se aproximou do sistema joviano, ele encontrou oito vulcões em erupção em Ío e a missão Galileo, embora não pudesse se aproximar muito do satélite, ele trouxe imagens de excelente resolução dos vulcões. Não menos que 100 vulcões em erupção detectaram esta sonda.

Superfície da IRO mostrando as extensas planícies e vulcões abundantes, com cores reais fotografadas pela sonda Galileo. Fonte: NASA.

As principais características físicas de Ío são:

• Seu diâmetro é 3.643,2 km.
• Missa: 8,94 x 10²² kg.
• Densidade média de 3,55 g/cm³.
• Temperatura da superfície: (ºC): -143 a -168
• A aceleração da gravidade em sua superfície é de 1,81 m/s² ou 0,185g.
• Período de rotação: 1d 18h ​​27,6m
• Período de tradução: 1d 18h ​​27,6m.
• Atmosfera composta de dióxido de enxofre (SO2) em 100%.

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Resumo das principais características de ÍO

Composição

A característica mais destacada de Ío é sua cor amarela, devido ao sulfeto depositado na superfície essencialmente vulcânica. Portanto, embora os impactos devido aos meteoritos atraídos pela gigante de Júpiter sejam frequentes, eles são rapidamente apagados. 

Pensa -se que os basaltos abundam, como sempre, amarelo colorido por sulfeto.

No manto (veja os detalhes da estrutura interna) abundam silicatos derretidos, enquanto a crosta é composta de sulfeto e dióxido de enxofre congelado.

ÍO é o satélite mais denso do sistema solar (3,53 g/cc) e é comparável aos planetas rochosos. A pedra de silicato do manto envolve um núcleo de sulfeto de ferro fundido.

Finalmente, a atmosfera da IRO é composta por quase 100% de dióxido de enxofre.

Atmosfera

Imagem de Iro, tirada pelas missões de Galileu e Voyager

Análises espectrais revelam uma atmosfera fraca de dióxido de enxofre. Mesmo quando centenas de vulcões ativos jogam uma tonelada de gases por segundo, o satélite não pode retê -los devido à pouca gravidade e que a velocidade de escape de satélite também não é muito alta.

Além disso, os átomos ionizados que abandonam as adjacências de Ío estão presos pelo campo magnético de Júpiter, formando uma espécie de donut em sua órbita. São esses íons de enxofre que imprimem a cor avermelhada para o pequeno e fechar o satélite da amalta, cuja órbita está abaixo da IRO's.

A pressão fraca e fina é muito baixa e sua temperatura é menor que -140ºC.

A superfície de ÍO é hostil aos seres humanos, por suas baixas temperaturas, por sua atmosfera tóxica e pela enorme radiação, já que o satélite está dentro dos cintos de radiação de Jupit. 

A atmosfera de Ío sai e se vira

Devido ao movimento orbital de Ío, há um tempo em que o satélite para de receber a luz do sol, já que Júpiter Eclipsa. Este período dura 2 horas e, como esperado, a temperatura cai.

De fato, quando eu enfrento o sol, sua temperatura é -143 ºC, mas quando é eclipsada pelo gigantesco júpiter, sua temperatura pode diminuir para -168 ºC. 

Durante o eclipse, a fraca atmosfera do satélite condensa na superfície, formando dióxido de enxofre e desaparece completamente.

Então, quando o eclipse cessa e a temperatura começa a subir, o dióxido de enxofre condensado evapora e a fraca atmosfera de Ío retorna. Esta é a conclusão de que uma equipe da NASA chegou em 2016.

Então, a atmosfera de ÍO não é formada pelos gases dos vulcões, mas pela sublimação do gelo em sua superfície.

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Movimento de tradução

IO Uma reviravolta completa em torno de Júpiter em 1,7 dias terrestres e, em cada retorno do satélite, é eclipsado pelo planeta anfitrião, por um período de 2 horas.

Devido à enorme força das marés, a órbita de ÍO deve ser circular, no entanto, isso não se deve à interação com as outras luas da Galileia, com as quais estão em ressonância orbital.

Quando a IO faz 4 anos, a Europa dá 2 e Ganímedes 1. O fenômeno curioso pode ser visto na seguinte animação:

Ressonância orbital de Ío e seus irmãos Satellites: Ganymedes e Europa. Fonte: Wikimedia Commons.

Essa interação faz com que a órbita de satélite tenha alguma excentricidade, calculada em 0,0041.

O raio orbital menor (Expertro ou periélio) de Ío é 420.000 km, enquanto o principal raio orbital (apoio ou apelium) é 423.400 km, dando um raio orbital médio de 421.600 km.

O plano orbital é inclinado em relação ao plano orbital terrestre a 0,040 °.

Considera -se que a IO é o satélite mais próximo de Júpiter, mas na realidade abaixo de sua órbita há mais quatro satélites, embora extremamente pequenos.

De fato, é 23 vezes maior que o maior desses pequenos satélites, que provavelmente são meteoritos presos na gravidade de Júpiter.

Os nomes das minúsculas luas, em ordem de proximidade com o planeta anfitrião são: Metis, Adrastea, Amaltea e Tebe.

Após a órbita de Ío, o próximo satélite é um galileano: Europa.

Apesar de estar muito próximo de Ío, a Europa é completamente diferente em composição e estrutura. Acredita -se que isso ocorre porque essa pequena diferença no raio orbital (249 mil km) faz com que a força da maré sobre a Europa.

Órbita da IRO e magnetosfera de Júpiter

Júpiter's Moons: Ío, Europa, Ganymedes e Calisto

Os vulcões de Ío expulsaram átomos ionizados de enxofre que são presos pelo campo magnético de Júpiter, formando um donut de motorista de plasma que coincide com a órbita de satélite.

É o próprio campo magnético de Júpiter que arrasta o material ionizado da fraca atmosfera de ío.

O fenômeno cria uma corrente de 3 milhões de amperes que intensifica.

Movimento rotatório

O período de rotação em torno de seu próprio eixo coincide com o período orbital do satélite, que é causado pela força da maré que Júpiter exerce em Ry, sendo seu valor 1 dia, 18 horas e 27,6 segundos.

A inclinação do eixo de rotação é insignificante.

Estrutura interna

Júpiter e suas luas, vistas de um telescópio. Fonte: Jan Sandberg, Atribuição, via Wikimedia Commons

Porque sua densidade média é de 3,5 g/cm³ Conclui -se que a estrutura interior do satélite é rochosa. A análise espectral da IRO não revela a presença de água, então a existência de gelo é improvável.

De acordo com cálculos baseados nos dados coletados, acredita -se que o satélite tenha um pequeno essencial ferro ou ferro misturado com enxofre.

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É seguido por um Manto rochoso profundo e parcialmente derretido, e uma crosta fina e rochosa.

A superfície apresenta as cores de uma pizza mal feita: vermelho, amarelo pálido, marrom e laranja.

Originalmente, pensou -se que Córtex Era enxofre, mas as medidas infravermelhas revelam que os vulcões fazem erupções de lava a 1500ºC, indicando que não é composto apenas de enxofre (que ferve a 550ºC), também há uma rocha fundida.

Outra evidência da presença de rocha é a existência de algumas montanhas com alturas que duplas Monte Everest. O enxofre por si só não teria a resistência necessária para explicar essas formações.

A estrutura interna de ÍO de acordo com os modelos teóricos está resumida na seguinte ilustração:

Estrutura. Fonte: Wikimedia Commons.

Geologia

A atividade geológica de um planeta ou satélite é impulsionada pelo calor dentro. E o melhor exemplo é Iro, o mais íntimo dos principais satélites de Júpiter.

A enorme massa de seu planeta anfitrião é um ótimo atrator de meteoritos, como o reclamado Shoemaker-Levy 9 em 1994, no entanto, Ío não mostra crateras de impacto e o motivo é que a intensa atividade vulcânica os apaga.

Ío tem mais de 150 vulcões ativos que jogam cinzas suficientes para enterrar as crateras de impacto. O vulcanismo da IRO é muito mais intenso que o da Terra e é o maior de todo o sistema solar.

O que aprimora as erupções dos vulcões de ÍO é o enxofre dissolvido no magma, que quando libera sua pressão, impulsiona o magma, lançando cinzas e gás com até 500 m de altura.

As cinzas retornam à superfície do satélite, produzindo camadas de escombros ao redor dos vulcões.

As áreas brancas são observadas na superfície de IO devido ao dióxido de enxofre congelado. Nas rachaduras das falhas, a lava derretida flui e explode para cima.

Sequência tomada pela sonda New Horizons, mostrando um vulcão de erupção na superfície de Ío. Fonte: NASA.

De onde vem a energia da IRO?

Sendo um pouco maior que a lua, que é fria e geologicamente morta, vale a pena perguntar de onde vem a energia desse pequeno satélite joviano.

Não pode ser o calor restante de formação, porque não tenho tamanho suficiente para retê -lo. A desintegração radioativa também não é o interior, pois de fato a energia dissipada por seus vulcões triplica facilmente o calor por radiação que emana um corpo desse tamanho.

A fonte de energia da IRO é a Marea Force, devido à imensa severidade de Júpiter e devido à sua proximidade com a mesma.

Comparação entre í, a lua e a terra

Essa força é tão grande que a superfície do satélite aumenta e reduz 100 m. O atrito entre as rochas é o que produz esse calor enorme, muito maior a propósito do que o das forças da maré terrestre, que mal movem a superfície sólida dos continentes um.

O enorme atrito causado pela força gigantes. O dióxido de enxofre vaporiza, gerando pressão suficiente para que o magma jogado pelos vulcões esfrie e cubra a superfície.

O efeito da maré diminui com o cubo da distância para o centro da atração, portanto esse efeito é menos importante nos satélites mais distantes de Júpiter, onde a geologia é dominada por impactos de meteorito.