Io Jupiter I | |
Io taget i 1999 af Galileo | |
Type | Jupiters naturlige satellit |
---|---|
Orbitale egenskaber ( epoke 16. januar 1997) | |
Semi-hovedakse | 421.800 km |
Periapsis | 420.000 km |
Apoapsis | 423.400 km |
Excentricitet | 0,004 1 |
Revolutionstid | 1.769 d |
Hældning | 0,036 ° |
Fysiske egenskaber | |
Diameter | 3.643,2 ± 1.0 km |
Masse | 8,93 × 10 22 kg |
Gennemsnitlig densitet | (3,528 ± 0,006) × 10 3 kg / m 3 |
Overfladens tyngdekraft | 1,80 m / s 2 |
Slip hastighed | 2,6 km / s |
Rotationsperiode | 1.769 d synkron |
Tilsyneladende størrelse | 5.02 til opposition |
Medium albedo | 0,63 ± 0,02 |
overflade temperatur | gennemsnit: 130 K min: 80 K max: 2000 K |
Atmosfærens egenskaber | |
Atmosfærisk tryk | Spor |
Opdagelse | |
Opdageren | Galileo |
Dato for opdagelse | 8. januar 1610 |
Betegnelse | |
Io , eller Jupiter I , er en naturlig satellit af Jupiter . Mere specifikt er det den tredjestørste galileiske måne og den med kredsløb, der er tættest på planeten Jupiter , med en semistore akse på 421.800 kilometer og en periode på cirka 42 timer. Det er også den fjerde største måne i solsystemet , den tætteste blandt dem og det kendte astronomiske objekt, der indeholder den mindste mængde vand .
Med over 400 aktive vulkaner er Io det mest geologisk aktive objekt i solsystemet . Denne ekstreme geologiske aktivitet er resultatet af en tidevandsopvarmning på grund af den gnidning, der genereres inde i månen ved dens tyngdevirkninger med Jupiter og de andre galileiske satellitter - især Europa og Ganymedes, som den er i orbital resonans med . Disse vulkaner producere plumes af svovl og svovl dioxid , der rejser flere hundrede kilometer over overfladen og derefter dækker de store sletter af månen med en kølig materialelag. Fårene, der er forbundet med lavastrømme, der kan strække sig over 500 km i længden, frembringer store overfladeforandringer og maler det i forskellige nuancer af gul, rød, hvid, sort og grøn. Materialerne, der produceres af denne vulkanisme, udgør på den ene side den tynde og ujævne atmosfære af Io og på den anden side producerer en stor torus af plasma omkring Jupiter på grund af deres interaktion med planetens magnetosfære .
Dette område er også fyldt med mere end 100 bjerge , der er rejst ved fænomener tektoniske ved foden af den skorpe af silikat . Nogle af disse toppe er højere end Mount Everest , skønt Io-radius er 3,5 gange mindre end Jordens og omtrent lig med Månens . I modsætning til de fleste måner i det ydre solsystem , som for det meste er lavet af vandis , består Io af silikatsten, der omgiver en kerne af smeltet jern eller pyrit .
I XVII th og XVIII th århundreder, Io spiller en vigtig rolle i udviklingen af astronomi . Først observeret iJanuar 1610af Galileo med de andre galilenske satellitter, fremmer denne opdagelse for eksempel vedtagelsen af den kopernikanske model af solsystemet. Det er astronomen Simon Marius , der hævder at have opdaget stjernen før Galileo Galileo, der navngiver hende efter karakteren af græsk mytologi Io , en præstinde i Hera og elsker Zeus . Ved slutningen af det XIX th århundrede , endelig blev det muligt at løse sine overfladekarakteristika, såsom dens mørkerøde polære og Ækvatorial disse lyse områder. I 1979 de rumsonder i det Voyager programmet afsløret sin geologiske aktivitet og de særlige kendetegn ved sin unge overflade uden nedslagskratere . Dernæst udførte Galileo flere tæt flyover i 1990'erne og begyndelsen af 2000'erne og opnåede data om dens interne struktur, overfladesammensætning og indflydelse på Jupiters magnetosfære. Siden da er andre observationer foretaget af sonderne Cassini , New Horizons og Juno samt fra Jorden gennem teleskoper på jorden eller rumteleskopet Hubble .
Den halve storakse af Io bane omkring Jupiter er 421.700 km fra centrum af planeten. Denne bane er mellem Thebe og Europa ; Io er den 5 th satellit nærmest Jupiter og den inderste af de galilæiske måner . Dens revolutionstid er 42,5 timer .
Io er i kredsløbsresonans 2: 1 med Europa og 4: 1 med Ganymedes : når Europa bevæger sig en bane, rejser Io to; ligeledes afslutter Io fire baner for kun en af Ganymedes - da der er flere genlydende objekter, taler man også om Laplace-resonans. Denne resonans opretholder den orbitale excentricitet af Io (0,0041) og producerer således den vigtigste varmekilde for sin vulkanske aktivitet . Uden denne tvungne excentricitet ville Io's bane blive mere cirkulær og føre til geologisk meget svækket aktivitet.
Ligesom de andre galilenske satellitter - og på samme måde som Månen over for Jorden - har Io en synkron rotation : dens revolutionstid er den samme som dens rotationsperiode, hvilket antyder, at månen altid holder det samme ansigt pegende mod Jupiter . Denne ejendommelighed gør det muligt at definere længdegradssystemet på Io: dets primære meridian og dens ækvator mødes på det subjoviske punkt. Den side af Io, der altid vender mod Jupiter, er også kendt som den subjoviske halvkugle, mens den side, der altid vender udad, er kendt som den anti-joviske halvkugle. Den side af Io, der altid vender mod den retning, i hvilken Io bevæger sig i sin bane, kaldes den forreste halvkugle, mens den side, der altid vender modsat retning, kaldes den bageste halvkugle.
Fra overfladen af Io ville Jupiter lægge en bue, der nærmer sig 18,5 °, hvilket får Jupiter til at være omkring 37 gange den tilsyneladende størrelse af Månen på Jordens himmel. Dette svarer til en tilsyneladende overflade på himlen ca. 1.370 gange større.
Io er lidt større end Månen : dens gennemsnitlige radius er 1.821,5 km - ca. 5% mere end Månen - og dens masse er 8.931 9 × 10 22 kg - ca. 21% mere end Månens. Satellitten har form af en ellipsoid af revolution , hvor dens største akse er rettet mod Jupiter som en konsekvens af dens rotation på sig selv.
Blandt de galilenske måner er Io mindre og mindre massiv end Ganymedes og Callisto , men større og massiv end Europa . Det er også den fjerde største måne i solsystemet .
Bestående hovedsageligt af silikater og jern , er Io tættere på sin jordbundsplaneter end på de andre satellitter i det ydre solsystem , som igen er sammensat for det meste af en blanding af is og silikater. Dets densitet er 3,527 5 g / cm 3 , gør det til det tætteste af alle naturlige satellitter i solsystemet , hvilket er betydeligt højere end for andre galilæiske satellitter (Ganymede og Callisto navnlig hvis tætheder er d 'ca. 1,9 g / cm 3 ) eller endda lidt højere end Månens ( 3.344 g / cm 3 ).
Modellerne af masse, radius, og kvadrupol gravitationelle koefficienter - numeriske værdier forbundet med, hvordan massen er fordelt i et objekt - af Io, beregnet ud fra Voyager og Galileo målinger , tyder på, at dens indre er differentieret mellem en jern eller pyrit kerne og en kappe og derefter en skorpe rig på silicater. Den metalliske kerne repræsenterer ca. 20% af massen af Io med en radius, der måler mellem 350 og 650 km, hvis den næsten udelukkende er lavet af jern eller mellem 550 og 900 km, hvis den er lavet af en blanding af jern og svovl. . Den magnetometer af Galileo ikke detekterer et magnetfelt iboende til Io, hvilket indikerer fravær af konvektion i kernen til at generere et felt effekt dynamo .
Modellering af den indre sammensætning af Io antyder, at kappen består af mindst 75% forsterit og har en bulk-sammensætning svarende til den af L-type og LL-type kronditiske meteoritter med et højere jernindhold sammenlignet med silicium end Jorden. eller Månen , men lavere end Mars . For at understøtte varmefluxen observeret over Io kunne 10-20% af Ios kappe smeltes, selvom regioner, hvor vulkanisme ved høj temperatur observeres, kan have højere smeltefraktioner. Derudover afslørede genanalysen af datamagnetometeret fra Galileo i 2009 tilstedeværelsen af et magnetfelt induceret på Io, hvilket antyder tilstedeværelsen af et magmahav til 50 km under overfladen. Dette lag anslås at være 50 km tykt og vil repræsentere ca. 10% af Io-kappen. Temperaturen i magmahavet anslås til at nå 1.500 K (1.227 ° C) . Den lithosfæren af Io, sammensat af basalt og svovl afsat ved vulkansk aktivitet, er mellem 12 og 40 km tyk .
I modsætning til jorden og månen er Ios primære kilde til intern varme fra tidevandsopvarmning snarere end henfaldet af radioaktive isotoper . Denne opvarmning afhænger af Io 's kredsløbsresonans med Europa og Ganymedes, afstanden fra Io til Jupiter, dens orbitalcentricitet, sammensætningen af dets indre og dets fysiske tilstand. Dermed opretholder dets resonans med Europa og Ganymedes Ios excentricitet og forhindrer tidevandskræfter i at gøre sin bane cirkulær. Det hjælper også med at opretholde afstanden fra Io til Jupiter, ellers ville dannelsen af tidevand på planeten langsomt flytte månen væk, som månen gør væk fra jorden.
Tidevandskræfterne, der opleves af Io, er ca. 20.000 gange større end dem, som Jorden oplever på grund af Månen. Også den lodrette forskel i dens tidevandsudbulning mellem når Io er ved apoapsis og ved periapsis af dens bane kan være op til 100 m . Friktionen produceret inde i Io på grund af denne varierende trækkraft skaber opvarmning og smelter en betydelig mængde af Ios kappe og kerne. Mængden af produceret energi er op til 200 gange større end den, der udelukkende produceres ved radioaktivt henfald. Denne varme frigives i form af vulkansk aktivitet, genererer den store varmestrøm observeret 0,6 til 1,6 x 10 14 W . Modeller af dens bane antyder, at mængden af tidevandsopvarmning i Io vil ændre sig over tid.
Selv om der er en videnskabelig enighed om, at månens mange vulkaner er en konsekvens af denne tidevandsopvarmning, er de dog ikke placeret i de positioner, som denne model forudsiger. Faktisk forskydes de 30 til 60 grader mod øst. I 2015 foreslog en undersøgelse, at denne forskydning mod øst kunne være forårsaget af magmahavet under overfladen, som ville generere yderligere varme ved friktion på grund af dets viskositet .
Andre naturlige satellitter i solsystemet oplever lignende opvarmning. Denne evne til at generere varme i et underjordisk hav øger chancerne for liv på kroppe som Europa eller endda Enceladus , en måne af Saturn .
På grund af de kendte overflader på Månen, Mars og Kviksølv , forventede forskere at observere mange slagkratere på Voyager 1s første billeder af Io i 1979, deres tæthed på udseendet på jordens overflade . Månen ville derefter have givet spor om hans alder. Imidlertid viser billederne, der returneres af rumsonde , en overflade næsten fuldstændig uden slagkratere. Snarere er det dækket af glatte sletter prikket med høje bjerge , grober i forskellige former og størrelser og lavastrømme . Voyager 1 observerer også mindst ni aktive vulkaner under sin flyvning.
I modsætning til de fleste observerede himmelobjekter er overfladen af Io dækket med en række farvede materialer fra forskellige svovlforbindelser, hvilket farveprøve undertiden får månen til at blive sammenlignet med en råddent appelsin eller pizza . Fraværet af slagkratere indikerer, at overfladen af Io er geologisk ung: Som med jordoverfladen begraver vulkanske materialer konstant kraterne, når de ser ud. Derfor ville alderen på overfladen i gennemsnit være mindre end en million år.
Io farverige udseende er resultatet af materialer deponeret af dens omfattende vulkanisme, herunder silikater , såsom pyroxen , svovl, og svovl dioxid . Svovldioxidgel er allestedsnærværende på overfladen af Io og danner store regioner dækket med hvidt eller gråt materiale. Svovl danner derimod gule til gulgrønne områder. Afsat i mellembreddegrad og polare regioner beskadiges svovl ofte af stråling og nedbryder den normalt stabile cyclooctasulfur . Dette har den virkning at producere den rødbrune farve på de polare områder i Io, allerede observeret siden slutningen af det XIX th århundrede .
Den eksplosive vulkanisme på Io , der ofte tager form af paraplyformede fjer, maler overfladen med svovlholdige og silikatmaterialer. Plume aflejringer på Io er ofte farvet rød eller hvid afhængigt af mængden af svovl og svovldioxid i skyen. Som regel indeholder plumerne dannet af afgasset lava en større mængde svovl, der producerer en rød aflejring eller i ekstreme tilfælde en stor rød ring, der ofte overstiger 450 km fra vulkanen. Et fremtrædende eksempel på en sådan fjerdragt er den meget store røde ring omkring vulkanen Pélé . Disse røde aflejringer er for det meste svovl (normalt 3- og 4-kædet molekylært svovl), svovldioxid og muligvis sulfurylchlorid .
Ud over vulkaner er der på overfladen af Io ikke-vulkanske bjerge, adskillige søer med smeltet svovl , calderaer flere kilometer dybe og vidder med lavviskositets væskestrømme, der sandsynligvis er hundreder af kilometer lange. Forbindelser af en eller anden form for smeltet svovl eller silikater.
Kortlægning og høj tæthed af Io antyder, at Io indeholder lidt eller intet vand , selvom små lommer med vandis eller hydratiserede mineraler er foreløbigt identificeret, især på den nordvestlige flanke af Gish Bar Mons . Derudover er Io det kendte legeme med mindst vand i solsystemet. Temperaturen på månens overflade varierer fra 90 K (-183 ° C ) til 130 K (-143 ° C) afhængigt af tidspunktet på dagen til en gennemsnitstemperatur på 143 K (-130 ° C) .
ToponymiKarakteristika på overfladen af Io adlyder en streng nomenklatur fra Den Internationale Astronomiske Unions side. Således bærer de aktive eruptive centre, fluctus og paterae især navnet på guder og helte fra ild , lyn og sol i forskellige mytologier, blandt hvilke Pele ( Hawaii ), Prometheus og Hephaestus (det antikke Grækenland ), Loki og Surt ( Skandinavien) ), Marduk ( Mesopotamien ), Maui ( Polynesien ), Creidne og Culann ( Irland ), Inti ( Inca ) eller Amaterasu ( Japan ). Andre funktioner, herunder mensae , Montes , plana , regiones , tholi og dale er opkaldt efter steder forbundet med myten om Io eller karakterer og steder fra Dante Alighieris Guddommelige Komedie , på grund af den vulkanske natur af overfladen.
Da overfladen først blev set tæt på af Voyager 1 , anerkender UAI 227 navne for overfladefunktioner og store albedoer af Io.
Io er mest bemærkelsesværdig for sin aktive vulkanisme , en funktion, der ellers kun er observeret på Jorden , Triton og Enceladus . Det er også det mest aktive himmellegeme i solsystemet med mere end 400 aktive vulkanske centre og store lavastrømme . Denne vulkanisme er en konsekvens af tidevandsopvarmningen produceret af Io 's orbital excentricitet .
Under et større udbrud kan lavastrømme produceres flere titusinder eller endda hundreder af kilometer lange, der hovedsageligt består af basaltsilicat- lavaer med mafiske eller ultramafiske sammensætninger - det vil sige rig på magnesium. Denne antagelse er baseret på Io hot spot temperaturmålinger, der antyder temperaturer på mindst 1.300 K (1.027 ° C) og nogle helt op til 1.600 K (1.327 ° C) .
Som et biprodukt af denne aktivitet, svovl, gasformig svovldioxid og silikat pyroklastisk materiale (såsom aske ) blæses op til 480 km i rummet - det materiale, der udstødes fra overfladen ved en hastighed på omkring 1000 m / s -, producere store paraplyformede fjer, male det omgivende terræn rødt (fra kortkædet svovl) og sort (fra silikatpyroklastik) og levere materiale til den ujævne atmosfære af Io og den enorme magnetosfære af Jupiter. Yderligere materialer, der kunne findes i disse vulkanske fjer, inkluderer natrium , kalium og klor . De største fjer af Io, såsom dem, der udsendes af Pele , skabes, når opløst svovl og gasformig svovldioxid frigives fra udbrudt magma i vulkanske kratere eller lavasøer, der ofte bærer pyroklastisk materiale med sig. En anden type fjer produceres, når lavastrømme fordamper svovldioxidgelen og frigiver svovl. Denne type fjer danner ofte hvide, skinnende cirkulære aflejringer lavet af svovldioxid, såsom omkring vulkanen Masubi .
Overfladen af Io er oversået med vulkanske fordybninger kaldet paterae, som generelt har flade jordbund afgrænset af stejle vægge. Disse egenskaber ligner jordiske kalderaer , men det er ikke sikkert, at deres produktionsmekanisme er gennem et sammenbrud over et tømt lavakammer, som det er tilfældet på Jorden. En hypotese antyder, at disse træk frembringes ved opgravning af vulkanske karme , og at det overliggende materiale enten skubbes ud eller integreres i karmen. Eksempler på paterae i forskellige stadier af opgravning kortlægges ved hjælp af Galileo- billeder fra Chaac-Camaxtli-regionen . I modsætning til lignende træk på Jorden og Mars findes disse fordybninger generelt ikke på toppen af skjoldvulkaner og er normalt større med en gennemsnitlig diameter på 41 km , hvor den største er Loki Patera med en diameter på 202 km . Sidstnævnte er også den mest kraftfulde vulkan i Io og bidrager i gennemsnit med 10% af Ios globale varmeproduktion, skiftevis perioder med aktivitet og inaktivitet på ca. 470 dage hver.
Uanset formningsmekanismen antyder morfologien og fordelingen af mange paterae , at disse funktioner er strukturelt kontrolleret med mindst halvdelen afgrænset af fejl eller bjerge. Disse træk er ofte stedet for vulkanudbrud, enten lavastrømme spredt over gulvene i paterae - som under et udbrud i Gish Bar Patera i 2001 - eller i form af lavasøer . Lavasøerne på Io har enten en kontinuerligt vendende lavaskorpe som Pelé-vulkanen eller en episodisk vendende skorpe, som Loki.
Lavastrømme repræsenterer et andet stort vulkansk terræn på Io. Magmaen bryder ud fra kraterne i paterae eller fra sprækker i sletterne og producerer lavastrømme svarende til dem, der ses på Kilauea på Hawaii . Billeder fra Galileo- sonden afslører, at mange af Ios største lavastrømme, såsom dem fra Prometheus og Amirani , produceres ved ophobning af små lavasprængninger over ældre. Store udbrud observeres også på Io. For eksempel flyttede forkanten af Prometheus-strømmen 75 til 95 km mellem Voyager 1 i 1979 og de første observationer af Galileo i 1996. Vulkanudbrud er også meget foranderlige: i løbet af de fire måneder mellem 'Ankomst af Voyager 1 og 2 sonder , nogle af dem stoppede, og andre startede.
BjergeIo har 100 til 150 bjerge . Disse strukturer er i gennemsnit 6 km i højden og når maksimalt 17,5 ± 3 km syd for Boösaule Montes - vi kan også bemærke de 10,5 ± 1 km af Euboea Montes . Disse bjerge er omfattende - i gennemsnit 157 km lange - og isolerede og viser ingen tilsyneladende globale tektoniske mønstre i modsætning til dem på Jorden. For at understøtte deres store størrelse skal de primært bestå af silikatsten og ikke svovl.
Selvom omfattende vulkanisme giver Io sit karakteristiske udseende, er næsten alle dens bjerge tektoniske strukturer og produceres ikke af vulkaner. I stedet for dannes de fleste ioniske bjerge som et resultat af kompressionsspændinger i bunden af litosfæren , som løfter og vipper klumper af Ios skorpe ved overlapning . De kompressive spændinger, der fører til dannelsen af bjerge, er resultatet af nedsænkning på grund af den kontinuerlige nedgravning af vulkansk materiale. Fordelingen af bjerge på månen ser ud til at være modsat den for vulkanske strukturer: bjerge dominerer områder med færre vulkaner og omvendt. Dette antyder eksistensen af store regioner i litosfæren, hvor kompression - støtte til bjergdannelse - og udvidelse - støtte til henholdsvis pateradannelse - dominerer. Lokalt er bjerge og paterae ofte sammenhængende, hvilket tyder på, at magma udfylder fejl, der er dannet under bjergdannelse for at nå overfladen.
Strukturerne, der stiger over Ios sletter, udviser en række morfologier. De bakker fortsat være den mest almindelige, ligner store plateauer med en flad top. Andre bjerge ser ud til at være skrånende skorpesten - det vil sige stykker af skorpe - med en lav hældning sammenlignet med den engang flade overflade og en stejl hældning, der består af en gang underjordisk materiale løftet af kompressionsspændinger. Disse to typer af bjergene har ofte stejle skrænter langs en eller flere skråninger .
Kun et par bjerge på Io ser ud til at have en vulkansk oprindelse. De ligner små skjoldvulkaner med stejle skråninger nær en lille central caldera og blide skråninger langs deres skråninger. Disse vulkanske bjerge er ofte mindre end det gennemsnitlige bjerg på månen og har i gennemsnit kun 1 til 2 km i højden og 40 til 60 km i bredden.
Næsten alle bjergene ser ud til at være på et avanceret nedbrydningsstadium. Store jordskredaflejringer er almindelige ved foden af de ioniske bjerge, hvilket tyder på, at tyngdekraftsstabilitet er den vigtigste form for nedbrydning. Skulpterede margener er også almindelige blandt Io mesas og plateauer, muligvis forårsaget af svovldioxidbølgen fra Io-skorpen og producerer svaghedsområder langs bjergkanterne.
Io har en ekstremt tynd atmosfære - det gennemsnitlige atmosfæriske tryk er 1 µPa eller 10 11 gange lavere end Jordens atmosfære - hovedsageligt sammensat af svovldioxid SO 2med mindre bestanddele såsom svovlmonoxid SO, Natriumchlorid NaClsåvel som svovl Sog ilt Oatomar. Disse gasser produceres hovedsageligt af månens aktive vulkanisme via direkte afgasning eller ved fotolyse forårsaget af ultraviolet solstråling på SO 2producerer svovl og oxygen kationer : S + , O + , S 2+ og O 2+ . En forstøvende overfladeaflejring af ladede partikler fra magnetosfæren af Jupiter forekommer også. Atmosfæren er tynd på grund af månens tyngdekraft for lav til at bibeholde en tættere atmosfære, og dens tykkelse når stadig maksimalt 120 km .
I modsætning til andre galilenske satellitter har Io lidt eller intet vand i sin atmosfære og er endda det kendte objekt i solsystemet med mindst vand. Dette er sandsynligvis en konsekvens af, at Jupiter tidligt i udviklingen af solsystemet var varm nok til at jagte flygtige elementer nær Io, men ikke varm nok til at gøre det samme med sine andre måner.
StrukturAtmosfæren i Io udviser betydelige variationer i tæthed og temperatur afhængigt af tidspunktet på dagen, breddegrad, vulkansk aktivitet og overflod af frost på overfladen. Det maksimale atmosfæriske tryk på Io er mellem 3,3 × 10 −5 og 3,3 × 10 −4 pascal (Pa) eller 0,3 til 3 nbar , opnået på halvkuglen langs ækvator for den antijoviske halvkugle og tidligt på eftermiddagen, når temperaturen på overfladen fryser toppe. Toppe placeret på niveau med vulkanske plumer observeres også med tryk på 5 × 10 −4 til 4 × 10 −3 Pa (5 til 40 nbar ). Det atmosfæriske tryk på Io er lavest på nattsiden af Io, hvor trykket falder mellem 10 −8 og 10 −7 Pa (0,0001 til 0,001 nbar ).
Den atmosfæriske temperatur på Io stiger fra overfladetemperaturen, hvor svovldioxid er i ligevægt med overfladegelen med en gennemsnitstemperatur på 100 K (-173 ° C) , op til 1.800 K (1.527 ° C) i højere højder, hvor , takket være dens lavere tæthed, opvarmes atmosfæren af plasma torus, en ring af ioniserede partikler, der deler kredsløbet om Io, og som co-kredser med Jupiters magnetosfære.
Gas i Ios atmosfære føres væk af Jupiters magnetosfære, der undslipper enten til den neutrale sky, der omgiver Io eller til dens plasma torus. Cirka et ton gas fjernes fra denne atmosfære hvert sekund, hvilket kræver, at den konstant genopfyldes. Vulkanske fjer er de vigtigste kilder til det nye og sender 10 4 kg svovldioxid i atmosfæren med Io i gennemsnit pr. Sekund, selvom de fleste kondenserer på overfladen. En anden del opnås ved sublimering af SO 2til stede i form af is på overfladen af månen ved opvarmning på grund af solstråling . Som et resultat er atmosfæren på dagsiden stort set begrænset inden for 40 ° fra ækvator, hvor overfladen er varmest, og hvor de mest aktive vulkanske fjer ligger. En atmosfære fokuseret på sublimering er også i overensstemmelse med observationer om, at atmosfæren i Io er mest tæt på den antijoviske halvkugle, hvor SO 2 fast er mest rigelig og tæt, når Io er tættere på solen.
Virkningen af de joviske formørkelserDa densiteten af svovldioxid i atmosfæren er direkte relateret til overfladetemperaturen, falder sidstnævnte væsentligt om natten, eller når Io er i skyggen af Jupiter, hvilket i det andet tilfælde forårsager et fald på ca. 80% af søjletætheden . Sammenbruddet under formørkelsen er noget begrænset af dannelsen af et diffusionslag af svovlmonoxid SO i den nedre del af atmosfæren, men atmosfæretrykket af den natlige atmosfære af Io er lavere med to til fire størrelsesordener af det ved dets maksimalt når det er solrigt.
Det antages, at Ios atmosfære fryser på overfladen, når den passerer ind i Jupiters skygge. Bevis for dette er en "lysning efter solformørkelse" , hvor månen undertiden ser lidt lysere ud, som om den var dækket af frost umiddelbart efter formørkelsen. Efter ca. 15 minutter vender lysstyrken tilbage til normal, sandsynligvis fordi frosten derefter er forsvundet ved sublimering . Ud over at være synlig for jordbaserede teleskoper, findes post-eclipse-lysning i nær infrarøde bølgelængder under Cassini- missionen . Yderligere støtte til denne idé kommer i 2013, da Gemini Observatory direkte måler sammenbruddet af mængden af svovldioxid i atmosfæren under en formørkelse af Jupiter og derefter dens reformering bagefter.
Billeder i høj opløsning af Io erhvervet, da hun gennemgår en formørkelse, afslører en glød, der ligner en polar nordlys . Som på jorden skyldes dette strålingen fra partiklerne, der rammer atmosfæren, selv om de ladede partikler i dette tilfælde stammer fra Jupiters magnetfelt snarere end solvinden . Auroras forekommer normalt nær planeternes magnetiske poler, men Io er den lyseste nær dens ækvator. Io har ikke sit eget indre magnetfelt; derfor har elektroner, der rejser langs Jupiters magnetfelt nær Io, en direkte indvirkning på Ios atmosfære. Elektroner kolliderer med sin atmosfære og producerer de lyseste auroras, hvor feltlinjerne er tangent til ion - dvs. nær ækvator, fordi den gassøjle, de passerer igennem, er der længere. Vi observerer, at nordlysene, der er forbundet med disse tangentpunkter på Io-hældning med ændringen af orientering af den skrå magnetiske dipol i Jupiters felt.
Interaktion med den joviske magnetosfæreIo spiller en vigtig rolle i dannelsen af Jupiters magnetosfære , hvor månen krydser linjerne i Jupiters magnetfelt og dermed genererer en elektrisk strøm i størrelsesordenen en million ampere. Selvom det ikke er en stor energikilde i forhold til tidevandsopvarmning , spredes denne strøm mere end 1 tera watt med et potentiale på 400.000 volt .
Jupiters magnetosfære fejer gasser og støv fra Ios tynde atmosfære med en hastighed på et ton pr. Sekund. Uden ionerne flygter fra den ioniske atmosfære gennem denne interaktion, ville Jupiters magnetfelt være dobbelt så svag. Io kredser i et bælte med intens stråling kendt som Io torus, der består af plasma, der udstråler intenst i ultraviolet , det første opdagede eksempel på en planetarisk torus . Ligesom resten af Jupiters magnetfelt vippes plasma-torus i forhold til Jupiters ækvator (og til orbitalplanet for Io), så Io successivt er under og over kernen i plasmaforusen. Torusplasmaet roterer samtidig med Jupiter, hvilket betyder, at de roterer synkront og deler den samme rotationsperiode.
Rundt Io, i en afstand af op til seks ioniske stråler fra overfladen, er der en sky af neutrale atomer af svovl , ilt , natrium og kalium . Disse partikler kommer fra den øvre atmosfære af Io og ophidses af kollisioner med ioner i plasma torus, indtil de fylder Månens Hill-kugle - et område, hvor Ios tyngdekraft er dominerende over Jupiters. Nogle af disse partikler undslipper tyngdekraften af Io og kredsløb omkring Jupiter: de formerer sig fra Io til dannelse af en neutral bananformet sky, der kan nå op til seks Jovian-stråler fra Io, dvs. til l inde i Ios kredsløb og foran den, eller uden for Ios bane og bag den. Processen leverer også natriumioner ind i plasma torus, som derefter kastes ud i stråler, der bevæger sig væk fra planeten.
Desuden Jupiters magnetfelt kobler atmosfære af Io og den neutrale sky til den øvre polære atmosfære af Jupiter ved frembringelse af en elektrisk strøm kaldes flux rør af Io. Denne strøm producerer aurorale lys i Jupiters polarområder, kendt som "Io footprint" (på engelsk : Io footprint ) samt auroras i atmosfæren af Io. Partiklerne i denne auroral interaktion mørkner de joviske polarområder ved synlige bølgelængder. Det aurorale aftryk af Io og dets placering over for Jorden og Jupiter har en stærk indflydelse på intensiteten af de joviske radiobølgemissioner, der er taget op på Jorden: når Io er synlig, øges radiosignalerne fra Jupiter betydeligt.
Linjerne i Jupiters magnetfelt, der passerer Ios ionosfære , inducerer også en elektrisk strøm, som igen skaber et induceret magnetfelt inde i Io. Det antages, at ankerets Io-magnetfelt genereres i et hav af magma af silikat, der delvist er smeltet 50 kilometer under overfladen af Io. Lignende inducerede felter findes på de andre galileiske satellitter ved Galileo proben , til gengæld genereres i de underjordiske salt flydende vand oceaner .
Den første rapporterede observation af galilæiske satellitter er lavet af Galileo den7. januar 1610ved hjælp af et astronomisk teleskop med en forstørrelse på 20 ved University of Padua . Dette er de første naturlige satellitter, der er opdaget i kredsløb omkring en anden planet end Jorden . Imidlertid undlader Galileo under denne observation at skelne mellem Io og Europa på grund af den lave effekt i hans teleskop; de to registreres derfor som et enkelt lyspunkt ved denne lejlighed. Den næste dag ser han dem for første gang som separate organer:8. januar 1610betragtes derfor som datoen for IAU's opdagelse af Io .
Opdagelsen af Io og de andre galilenske satellitter offentliggøres af astronomen i sit arbejde Sidereus nuncius iMarts 1610. I 1614, i sin Mundus Jovialis , Simon Marius hævder at have opdaget disse objekter i slutningen af 1609, et par uger før Galileo. Sidstnævnte tvivler på denne påstand og afviser Marius arbejde som plagiering. I sidste ende tilskrives forfatterskabet til Ios opdagelse den, der først offentliggjorde sit arbejde, hvorfor Galileo er den eneste, der krediteres. På den anden side var Simon Marius den første til at offentliggøre astronomiske tabeller over satellitbevægelser i 1614.
Galileo beslutter som en opdagelse at navngive disse satellitter efter sine lånere , Medici-familien , som "Medici-stjernerne" .
Men selvom Simon Marius ikke krediteres for opdagelsen af de galilenske satellitter, er det de navne, han gav dem, der forbliver i eftertiden. I sin publikation fra 1614, Mundus Jovialis , foreslog han adskillige alternative navne på månen tættest på Jupiter, herunder " Jupiters kviksølv " og "den første Joviske planet" . Baseret på et forslag fra Johannes Kepler iOktober 1613, han designer også et navneskema, hvorved hver måne er opkaldt efter en elsker af den græske gud Zeus eller hans romerske ækvivalent , Jupiter . Han navngiver således den daværende inderste måne af Jupiter efter den græske mytologiske figur Io , en dødelig forvandlet til en ko ved Hera 's jalousi . Han kommenterer også:
”Først og fremmest vil tre unge kvinder, der er blevet betaget af Jupiter for en hemmelig kærlighed, blive hædret, nemlig Io, datteren til floden Inachus (...) Den første [måne] kaldes af mig Io (.. .) Io, Europa, drengen Ganymedes og Callisto bragte den lystige Jupiter lykke. "
- Simon Marius, Mundus Jovialis
Disse navne er ikke udbredt indtil århundreder senere, omkring midten af XX th århundrede . I meget af den tidligere astronomiske litteratur blev Io almindeligvis benævnt sin romerske numeriske betegnelse som "Jupiter I " eller som "Jupiters første satellit", en betegnelse, der mistede populariteten efter opdagelsen af satellitter med flere indre kredsløb som Amalthea .
Io, fra oldtidens græske Ἰώ har to konkurrerende rødder i latin : Io og Ion. Sidstnævnte er grundlaget for adjektivformen Ionian .
I de næste to og et halvt århundrede forblev Io et uløst lyspunkt 5 i modstand i astronomiske teleskoper. I det XVII th århundrede, er Io og de andre satellitter galileiske bruges på forskellige måder: hjælpe søfolk bestemme deres længdegrad , validere Keplers tredje lov af planeternes bevægelse eller bestemme den nødvendige tid til lys til rejse mellem Jupiter og Jorden. Takket være ephemeris produceret af Jean-Dominique Cassini , Pierre-Simon de Laplace skaber en matematisk teori til at forklare den baneresonans af Io, Europa og Ganymedes. Denne resonans blev senere fundet at have en dybtgående virkning på de tre måners geologier.
Fremskridt teleskoper i slutningen af XIX th århundrede tillader astronomer til at løse de store funktioner i overfladen af Io. I 1890'erne, Edward E. Barnard var den første til at observere variationer i lysstyrke Io mellem dens ækvatoriale og polare områder, korrekt udlede, at de skyldes forskelle i farve og albedo mellem disse to regioner, og ikke til en hypotetisk æg form af satellitten, som foreslået af William Pickering , eller to separate objekter, som Barnard selv oprindeligt troede. Derefter bekræfter observationer den brunrøde farve på polarområderne og den gul-hvide farve på ækvatorbåndet. I 1897 estimerede Edward E. Barnard diameteren på Io til 3.950 km , og hans skøn var ca. 8% mindre end den værdi, man kendte mere end et århundrede senere.
Teleskop observationer af midten XX th århundrede er begyndt at fremhæve usædvanlig karakter af Io. Spektroskopiske observationer antyder, at overfladen af Io er jomfruelig for vandis , et stof der findes i store mængder på andre galilenske satellitter. De samme observationer indikerer, at overfladen er domineret af natrium- og svovlsalte . Radioteleskopiske observationer afslører Io 's indflydelse på Jupiters magnetosfære .
Begyndende i 1970'erne blev de fleste oplysninger om månen opnået gennem rumforskning . Efter den planlagte ødelæggelse af Galileo i Jupiters atmosfære iSeptember 2003, nye observationer af Ios vulkanisme kommer fra jordbundne teleskoper. Især adaptiv optisk billeddannelse fra Keck Telescope på Hawaii og billeddannelse fra Hubble Space Telescope gør det muligt at overvåge de aktive vulkaner i Io, selv uden et rumfartøj i det Joviske system .
Pioneer 10 og Pioneer 11 er de førsterumsonder,der når Io, the3. december 1973 og 2. december 1974henholdsvis. Deres overflyvninger og radiosporing muliggør et bedre skøn over massen og størrelsen af Io, hvilket tyder på, at satellitten har den højeste tæthed af de galilenske satellitter og således hovedsageligt er sammensat af silikatsten frem for vandis. Pioneer-prober afslører tilstedeværelsen af en tynd atmosfære på Io såvel som et bælte med intens stråling nær dens bane.
Pioneer 11s kamera tager et enkelt korrekt billede af Io og viser dets nordpolare region. Der var planlagt nærbilleder til passage af Pioneer 10 , men den stærke stråling omkring månen forårsagede i sidste ende tabet af disse observationer.
Da Voyager 1 og Voyager 2 tvillingprober besøgte Io i 1979, leverede deres mere avancerede billeddannelsessystem meget mere detaljerede billeder. Voyager 1 flyver over Io le5. marts 197920.600 km fra overfladen. De taget billeder viser en ung, flerfarvet overflade, blottet for slagkratere og punkteret af bjerge højere end Everest og områder, der ligner lavastrømme.
Efter denne flyby bemærker navigationsingeniør Linda A. Morabito en skyer, der kommer fra overfladen på et af billederne. Analyse af de andre fotografier afslører ni fjer spredt over overfladen, hvilket viser Io's vulkanske aktivitet. Denne konklusion forudsiges kort før ankomsten af Voyager 1 af Stan J. Peale, Patrick Cassen og RT Reynolds: de beregner, at det indre af satellitten skal opvarmes tilstrækkeligt af tidevandskræfter på grund af dens orbitale resonans med Europa og Ganymedes . Den forbiflyvning data afslører, at overfladen af Io er domineret af svovl- og svovl dioxid -forbindelser . Disse forbindelser dominerer i atmosfæren, og plasmaforus centreret om Io-banen, også opdaget af Voyager 1 .
Voyager 2 flyver over Io le9. juli 1979i en afstand af 1.130.000 km . Selvom det ikke kom så tæt som Voyager 1 , afslører sammenligninger mellem billeder taget af de to rumfartøjer flere overfladeforandringer, der opstod i løbet af fire måneders interval mellem overflyvninger. En halvmåneformet Io-observation af Voyager 2 viser, at otte af de ni fjer observeret iMarts 1979er stadig aktive i juli, kun vulkanen Pélé har ophørt med sin aktivitet.
Galileo- rumsonde ankom til Jovian-systemet i 1995 efter en seks-årig rejse fra Jorden for at spore opdagelserne af de to Voyager- sonder og jordobservationer taget i de mellemliggende år. Placeringen af Io i et af Jupiters mest intense strålingsbælter udelukker en langvarig flyby af satellitten, men Galileo flyver hurtigt over den, før den kredser om Jupiter i to år,7. december 1995. Selvom ingen billeder er taget i løbet af denne nærbillede forbiflyvning, de støder returnerer betydelige resultater såsom opdagelsen af sin store jernkerne, der svarer til det, der findes i de terrestriske planeter i det indre solsystem..
På trods af manglen på nærbillede og mekaniske problemer, der drastisk begrænser mængden af data, der returneres, gøres der flere vigtige opdagelser under Galileos hovedmission . De sensor overvåger virkningerne af et større udbrud Pillan Patera og bekræftede, at vulkanudbrud er sammensat af silikat magmas med de sammensætninger mafiske og ultramafiske rig på magnesium . Svovldioxid og svovl, der tjener en lignende rolle som vand og kuldioxid på Jorden. Fjernbilleder af Io opnås næsten med hver omdrejning af sonden under hovedmissionen, der afslører et stort antal aktive vulkaner (både takket være termisk emission fra køle magma på overfladen og til vulkanske fjer), mange bjerge med meget varierede morfologier og flere overfladeforandringer, der havde fundet sted både siden Voyager- programmet og mellem hver bane i Galileo .
Galileo- missionen udvides to gange i 1997 og 2000. Under disse udvidede missioner flyver sonden over Io tre gange i slutningen af 1999 og begyndelsen af 2000 og tre gange mere i slutningen af 2001 og begyndelsen af 2002. Disse overflyvninger afslører de geologiske processer, der finder sted på. vulkanerne og bjergene i Io, udelukker eksistensen af et indre magnetfelt og demonstrere omfanget af vulkansk aktivitet. Idecember 2000, Cassini-Huygens- sonden , på vej til Saturn , observerer i fællesskab satellitten med Galileo . Disse observationer afslører en ny sky over Tvashtar Paterae og giver spor til Ios auroras.
Efter ødelæggelsen af Galileo i den joviske atmosfære iSeptember 2003, nye observationer af Ios vulkanisme kommer fra jordbundne teleskoper. Især den adaptive optik fra Keck-teleskopet på Hawaii og fotografierne af Hubble-rumteleskopet gør det muligt at følge udviklingen af satellitens vulkaner.
New Horizons- sonden , på vej til Pluto og Kuiper Belt , flyver over det Joviske system videre28. februar 2007. Under mødet foretages mange fjerne observationer af Io. Disse afslører en enorm sky over Tvashtar Paterae, der giver de første detaljerede observationer af den største ioniske vulkanske sky siden observationer af Pele-skyen i 1979. New Horizons fotograferer også en vulkan i de tidlige stadier af et udbrud.
Juno- sonden blev lanceret i 2011 og gik i kredsløb omkring Jupiter den5. juli 2016. Dens mission er hovedsageligt fokuseret på indsamling af data om det indre af planeten, dets magnetfelt, dets nordlys og dets polære atmosfære. Junos bane er meget skråt og meget excentrisk for bedre at kunne observere Jupiters polarområder og begrænse dens eksponering for planetens vigtige interne strålingsbælter. Denne bane holder også Juno ude af kredsløbene i Io og Jupiters andre store måner generelt. Mens studere Io ikke er et primært mål for missionen, indsamles der stadig data, når tiden er inde.
Junos nærmeste tilgang til Io er tændt 17. februar 2020, i en afstand af 195.000 kilometer, selvom der er planlagt et par overflyvninger i en højde af 1.500 kilometer i begyndelsen af 2024 i den planlagte missionsudvidelse. Over flere baner observerede Juno Io eksternt ved hjælp af JunoCAM, et vidvinkelkamera til synligt lys for at finde vulkanske fjer, og JIRAM, et spektrometer og en billeddannelse i det nært infrarøde for at overvåge varmeemission af vulkaner ved Io.
Flere missioner er planlagt til det joviske system og kan give flere observationer af Io.
Den Jupiter Icy Moon Explorer ( JUICE ) er en planlagt mission Den Europæiske Rumorganisation på Jupiter-systemet, som forventes at plads i kredsløb om Ganymedes. Lanceringen af JUICE er planlagt til 2022 med en anslået ankomst til Jupiter klOktober 2029. JUICE flyver ikke over Io, men bruger sine instrumenter, såsom et kamera med smal vinkel, til at overvåge Ios vulkanske aktivitet og måle dens overfladesammensætning.
Europa Clipper er en planlagt NASA- missiontil det Joviske system med fokus på Europa . Ligesom JUICE vil Europa Clipper ikke flyve over Io, men fjern vulkansk overvågning er sandsynligvis. Lanceringen af sonden er planlagt til 2025 med en ankomst til Jupiter i slutningen af 2020'erne eller begyndelsen af 2030'erne afhængigt af den valgte launcher.
Den Io Volcano Observer (IVO) er en NASA-mission forslag under Discovery-programmet . Lavere omkostningsmission, dens lancering ville finde sted i 2026 eller 2028. Sonden ville være centreret om studiet af Io og ville udføre ti overflyvninger fra månen fra en bane omkring Jupiter fra de tidlige 2030'ere.
En del af de galilenske måner har Io altid været en gunstig ramme for science fiction siden blandt andet The Mad Moon (1935) af Stanley G. Weinbaum . På grund af sin derefter allerede anslåede størrelse, er spekulationer lavet om sådan en mulig liv på det i første halvdel af XX th århundrede , som i papirmasse magasin Fantastic Adventures .
Dens natur er bedre kendt fra forskellige rumforskningsmissioner , landskabet beskrevet af science fiction-værker har udviklet sig. I Ilium (2003), roman af Dan Simmons , bruges magnetisk fluxrør af Io til at hyperaccelere rumskibe i hele solsystemet eller i Dream of Galileo (2009) og 2312 (2012) af Kim Stanley Robinson , hun er beskrevet som en vulkansk verden, hvor lava er allestedsnærværende.
I biografen er månen især hovedindstillingen for film som Io (2019) af Jonathan Helpert eller Outland ... Far from the Earth (1981) af Peter Hyams . Også i 2010: The Year of First Contact (1984) - også instrueret af Peter Hyams og efterfølgeren fra 2001, Stanley Kubricks A Space Odyssey (1968) - Discovery One rumfartøjet er i kredsløb ved Lagrange's Point mellem Jupiter og Io.
På grund af dets karakteristiske udseende vises det også i niveauer af videospil som Battlezone (1998), Halo (2001), Warframe (2015) eller Destiny 2 (2017) .
"En bikorncylinder med utroligt koncentrerede magnetiske træk kaldet Io-fluxrøret." "
: dokument brugt som kilde til denne artikel.