Io (luna)

Io
Giove  I
Immagine illustrativa dell'articolo Io (luna)
Io ripreso nel 1999 da Galileo
genere Il satellite naturale di Giove
Caratteristiche orbitali
( Epoca 16 gennaio 1997)
Semiasse maggiore 421.800  km
periasse 420.000  km
apoapsi 423.400  km
Eccentricità 0.004 1
periodo di rivoluzione 1769  d
Inclinazione 0,036 °
Caratteristiche fisiche
Diametro 3.643,2 ± 1,0 km
Massa 8,93 × 10 22  kg
Densità media (3,528 ± 0,006) × 10 3  kg / m 3
Gravità superficiale 1,80 m/s 2
Velocità di rilascio 2,6  km/sec
Periodo di rotazione 1.769  d
sincrono
magnitudine apparente 5,02
all'opposizione
Albedo medio 0,63 ± 0,02
Temperatura superficiale media: 130  K
min: 80  K
max: 2000  K
Caratteristiche dell'atmosfera
Pressione atmosferica tracce
Scoperta
Scopritore Galileo
Data di scoperta 8 gennaio 1610
Designazione/i

Io , o Giove I , è un satellite naturale di Giove . In particolare, è la terza luna galileiana per grandezza e quella con l'orbita più vicina al pianeta Giove , avendo un semiasse maggiore di 421.800  chilometri e un periodo di rivoluzione di circa 42 ore. È anche la quarta luna più grande del Sistema Solare , la più densa tra queste e l' oggetto astronomico conosciuto contenente la minor quantità di acqua .

Con oltre 400  vulcani attivi, Io è l'oggetto geologicamente più attivo del Sistema Solare . Questa estrema attività geologica è il risultato di un riscaldamento di marea dovuto all'attrito generato all'interno della luna dalle sue interazioni gravitazionali con Giove e gli altri satelliti galileiani, in particolare l' Europa e Ganimede con cui è in risonanza orbitale . Questi vulcani producono pennacchi di zolfo e anidride solforosa che salgono a diverse centinaia di chilometri dalla superficie e poi ricoprono le vaste pianure della luna con uno strato di materiale ghiacciato. I pennacchi, associati a colate laviche che possono estendersi per oltre 500  km di lunghezza, producono grandi alterazioni della superficie e la dipingono in varie tonalità di giallo, rosso, bianco, nero e verde. I materiali prodotti da questo vulcanismo costituiscono da un lato l' atmosfera sottile e irregolare di Io, e dall'altro producono un grande toroide di plasma attorno a Giove a causa della loro interazione con la magnetosfera del pianeta .

Questa zona è anche punteggiata da più di 100  montagne che vengono sollevate da fenomeni tettonici alla base della crosta di silicato . Alcuni di questi picchi sono più alti dell'Everest , sebbene il raggio di Io sia 3,5 volte più piccolo di quello della Terra e circa uguale a quello della Luna . A differenza della maggior parte delle lune del sistema solare esterno , che sono per lo più fatte di ghiaccio d' acqua , Io è costituita da roccia silicatica che circonda un nucleo di ferro fuso o pirite .

Nel XVII ° e XVIII °  secolo, Io svolge un ruolo importante nello sviluppo di astronomia . Osservato per la prima volta ingennaio 1610da Galileo con gli altri satelliti galileiani, questa scoperta favorisce, ad esempio, l'adozione del modello copernicano del sistema solare. È l' astronomo Simon Marius , che afferma di aver scoperto la stella prima di Galileo Galileo, che la chiama, dal personaggio della mitologia greca Io , sacerdotessa di Era e amante di Zeus . Alla fine del XIX °  secolo , divenne finalmente possibile per risolvere le sue caratteristiche di superficie, come il suo colore rosso scuro polari ed equatoriali quelle regioni luminose. Nel 1979, le sonde spaziali del programma Voyager hanno rivelato la sua attività geologica e le caratteristiche della sua giovane superficie priva di crateri da impatto . Successivamente, Galileo effettuato diverse stretti cavalcavia negli anni 1990 e primi anni 2000, ottenendo dati sulla sua struttura interna, la composizione della superficie, e l'influenza sulla magnetosfera di Giove. Da allora, altre osservazioni vengono effettuate dalle sonde Cassini , New Horizons e Juno , oltre che dalla Terra attraverso i telescopi a terra o il telescopio spaziale Hubble .

Orbita e rotazione

Il semiasse maggiore dell'orbita di Io intorno a Giove dista 421.700  km dal centro del pianeta. Questa orbita si trova tra quelle di Tebe e dell'Europa  ; Io è il 5 °  satellite più vicino a Giove e il più interno dei satelliti Galileiani . Il suo periodo di rivoluzione è di 42,5  h .

Io è in risonanza orbitale 2: 1 con l'Europa e 4: 1 con Ganimede  : quando l'Europa percorre un'orbita, Io ne percorre due; allo stesso modo Io conclude quattro orbite per una sola di Ganimede - poiché ci sono diversi oggetti risonanti, si parla anche di risonanza di Laplace. Questa risonanza mantiene l' eccentricità orbitale di Io (0,0041) e quindi produce la principale fonte di calore per la sua attività vulcanica . Senza questa forzata eccentricità, l'orbita di Io diventerebbe più circolare, portando ad un'attività geologicamente molto indebolita.

Come gli altri satelliti galileiani - e similmente alla Luna rispetto alla Terra  - Io ha una rotazione sincrona  : il suo periodo di rivoluzione è lo stesso del suo periodo di rotazione, il che implica che la luna mantiene sempre la stessa faccia rivolta verso Giove . Questa caratteristica permette di definire il sistema di longitudini su Io: il suo primo meridiano e il suo equatore si incontrano nel punto subgioviano. Inoltre, il lato di Io sempre rivolto verso Giove è noto come emisfero subgioviano, mentre il lato che è sempre rivolto verso l'esterno è noto come emisfero antigioviano. Il lato di Io sempre rivolto nella direzione in cui Io si muove nella sua orbita è detto emisfero anteriore, mentre il lato che è sempre rivolto nella direzione opposta è detto emisfero posteriore.

Dalla superficie di Io, Giove sottende un arco che si avvicina a 18,5°, facendo apparire Giove circa 37 volte la dimensione apparente della Luna nel cielo terrestre. Ciò corrisponde a una superficie apparente nel cielo circa 1.370 volte maggiore.

Caratteristiche fisiche

Massa e diametro

Io è leggermente più grande della Luna  : il suo raggio medio è di 1,821,5  km - circa il 5% in più della Luna - e la sua massa è 8,931 9 × 10 22  kg - circa il 21% in più di quella della Luna. Il satellite ha la forma di un ellissoide di rivoluzione , il suo asse maggiore è rivolto verso Giove, in conseguenza della sua rotazione su se stesso.

Tra le lune galileiane , Io è più piccola e meno massiccia di Ganimede e Callisto , ma più grande e massiccia dell'Europa . È anche la quarta luna più grande del Sistema Solare .

Struttura interna

Composto principalmente da silicati e ferro , Io è per composizione più vicino ai pianeti terrestri che agli altri satelliti del Sistema Solare Esterno, che a loro volta sono composti per la maggior parte da una miscela di ghiaccio e silicati. La sua densità è di 3.527 5  g/cm 3 , che lo rende il più denso di tutti i satelliti naturali del Sistema Solare , essendo questo significativamente superiore a quello di altri satelliti galileiani (Ganimede e Callisto in particolare, le cui densità sono d' circa 1,9  g/cm 3 ) o anche leggermente superiore a quello della Luna ( 3.344  g/cm 3 ).

I modelli dei coefficienti gravitazionali di massa, raggio e quadrupolo - valori numerici associati a come la massa è distribuita in un oggetto - di Io, calcolati dalle misurazioni Voyager e Galileo , suggeriscono che il suo interno sia differenziato tra un nucleo di ferro o pirite e un mantello e poi una crosta ricca di silicati. Il nucleo metallico rappresenta circa il 20% della massa di Io, con un raggio che misura tra 350 e 650  km se è quasi interamente di ferro, o tra 550 e 900  km se è composto da una miscela di ferro e zolfo. . Il magnetometro di Galileo non riesce a rilevare un campo magnetico inerente a Io, che indica l'assenza di convezione all'interno del nucleo per generare un effetto di campo dinamo .

La modellizzazione della composizione interna di Io suggerisce che il mantello è costituito da almeno il 75% di forsterite e ha una composizione di massa simile a quella dei meteoriti cronditici di tipo L e LL , con un contenuto di ferro più elevato rispetto al silicio rispetto alla Terra o la Luna , ma inferiore a Marte . Per supportare il flusso di calore osservato su Io, il 10-20% del mantello di Io potrebbe essere fuso, sebbene le regioni in cui si osserva vulcanismo ad alta temperatura possano avere frazioni di fusione più elevate. Inoltre, la rianalisi dei dati del magnetometro di Galileo nel 2009 ha rivelato la presenza di un campo magnetico indotto su Io, implicando la presenza di un oceano di magma a 50  km sotto la sua superficie. Si stima che questo strato abbia uno spessore di 50  km e rappresenterebbe circa il 10% del mantello di Io. Si stima che la temperatura nell'oceano di magma raggiunga i 1.500 K (1.227 ° C) . La litosfera di Io, composta da basalto e zolfo depositati dal vulcanismo, ha uno spessore compreso tra 12 e 40  km .

Riscaldamento per effetto marea

A differenza della Terra e della Luna, la principale fonte di calore interno di Io proviene dal riscaldamento delle maree , piuttosto che dal decadimento degli isotopi radioattivi . Questo riscaldamento dipende dalla risonanza orbitale di Io con l'Europa e Ganimede, la distanza da Io a Giove, la sua eccentricità orbitale, la composizione del suo interno e il suo stato fisico. Pertanto, la sua risonanza con l'Europa e Ganimede mantiene l'eccentricità di Io e impedisce alle forze di marea di rendere circolare la sua orbita. Aiuta anche a mantenere la distanza da Io a Giove, altrimenti la formazione delle maree sul pianeta allontanerebbe lentamente la luna, come fa la luna allontanandosi dalla terra.

Le forze di marea sperimentate da Io sono circa 20.000 volte maggiori di quelle sperimentate dalla Terra a causa della Luna. Inoltre, la differenza verticale nel suo rigonfiamento di marea tra quando Io è al apoapsis e al periasse della sua orbita potrebbe essere fino a 100  m . L'attrito prodotto all'interno di Io a causa di questa trazione variabile crea riscaldamento, sciogliendo una quantità significativa del mantello e del nucleo di Io. La quantità di energia prodotta è fino a 200 volte maggiore di quella prodotta esclusivamente dal decadimento radioattivo. Questo calore viene rilasciato sotto forma di attività vulcanica, generando il maggior flusso di calore osservato da 0,6 a 1,6 x 10 14  W . I modelli della sua orbita suggeriscono che la quantità di riscaldamento delle maree in Io cambierebbe nel tempo.

Sebbene vi sia un consenso scientifico sul fatto che i numerosi vulcani lunari siano una conseguenza di questo riscaldamento delle maree, non si trovano tuttavia nelle posizioni previste da questo modello. In effetti, sono spostati da 30 a 60  gradi verso est. Nel 2015, uno studio ha suggerito che questo spostamento verso est potrebbe essere causato dall'oceano di magma sotto la superficie che genererebbe calore aggiuntivo per attrito a causa della sua viscosità .

Altri satelliti naturali nel Sistema Solare stanno sperimentando un riscaldamento simile. Questa capacità di generare calore in un oceano sotterraneo aumenta le possibilità di vita su corpi come l' Europa o anche Encelado , una luna di Saturno .

Geografia

La zona

A causa delle superfici note della Luna, di Marte e di Mercurio , gli scienziati si aspettavano di osservare molti crateri da impatto sulle prime immagini di Io di Voyager 1 nel 1979, la loro densità di apparizione sulla superficie della Terra. età. Tuttavia, le immagini restituite dalla sonda spaziale mostrano una superficie quasi completamente priva di crateri da impatto. Piuttosto, è ricoperta da pianure lisce punteggiate da alte montagne , pozzi di varie forme e dimensioni e colate laviche . Il Voyager 1 osserva anche almeno nove vulcani attivi durante il suo volo.

A differenza della maggior parte degli oggetti celesti osservati, la superficie di Io è ricoperta da una varietà di materiali colorati provenienti da vari composti sulfurei, questo campione di colore a volte fa sì che la luna venga paragonata a un'arancia marcia oa una pizza . L'assenza di crateri da impatto indica che la superficie di Io è geologicamente giovane: come con la superficie terrestre, i materiali vulcanici seppelliscono continuamente i crateri così come appaiono. Di conseguenza, l'età della sua superficie sarebbe in media inferiore a un milione di anni.

L'aspetto colorato di Io è il risultato di materiali depositati dal suo vasto vulcanismo, inclusi silicati come pirosseno , zolfo e anidride solforosa . Il gel di anidride solforosa è onnipresente sulla superficie di Io, formando ampie regioni ricoperte di materiale bianco o grigio. Lo zolfo, d'altra parte, forma regioni da gialle a giallo-verdi. Depositato alle medie latitudini e nelle regioni polari, lo zolfo è spesso danneggiato dalle radiazioni, abbattendo il cicloottasulfur normalmente stabile. Questo ha l'effetto di produrre il colore rosso-marrone delle regioni polari di Io, già osservata a partire dalla fine del XIX °  secolo .

Il vulcanismo esplosivo su Io , spesso sotto forma di pennacchi a forma di ombrello, dipinge la superficie con materiali solforosi e silicati. I depositi di pennacchio su Io sono spesso colorati di rosso o bianco a seconda della quantità di zolfo e anidride solforosa nel pennacchio. Di norma, i pennacchi formati dalla lava degassata contengono una maggiore quantità di disulfur producendo un deposito rosso o, in casi estremi, un grande anello rosso che spesso supera i 450  km dal vulcano. Un esempio importante di tale deposito di pennacchi è l'anello rosso molto grande intorno al vulcano Pélé . Questi depositi rossi sono costituiti principalmente da zolfo (solitamente zolfo molecolare a 3 e 4 catene), anidride solforosa e possibilmente cloruro di solforile .

Oltre ai vulcani, sulla superficie di Io sono presenti montagne non vulcaniche, numerosi laghi di zolfo fuso, caldere profonde diversi chilometri e distese di flussi di fluidi a bassa viscosità che sono probabilmente lunghi centinaia di chilometri. zolfo fuso o silicati.

La mappatura e l'alta densità di Io suggeriscono che Io contenga poca o nessuna acqua , sebbene siano provvisoriamente identificate piccole sacche di ghiaccio d' acqua o minerali idrati, specialmente sul fianco nord-ovest di Gish Bar Mons . Inoltre, Io è il corpo conosciuto con meno acqua nel Sistema Solare. La temperatura sulla superficie lunare varia da 90  K  (-183  ° C ) a 130 K (-143 ° C) a seconda dell'ora del giorno, per una temperatura media di 143 K (-130 ° C) .

toponomastica

Le caratteristiche sulla superficie di Io obbediscono a una rigorosa nomenclatura da parte dell'Unione Astronomica Internazionale. Così, i centri eruttivi attivi, fluctus e paterae portano in particolare il nome di divinità ed eroi del fuoco , del fulmine e del sole in varie mitologie, tra cui Pele ( Hawaii ), Prometeo ed Efesto ( antica Grecia ), Loki e Surt ( Scandinavia ), Marduk ( Mesopotamia ), Maui ( Polinesia ), Creidne e Culann ( Irlanda ), Inti ( Inca ) o Amaterasu ( Giappone ). Altre funzioni, tra cui mensae , Montes , plana , regiones , Tholi e le valli sono il nome di luoghi legati alla mito di Io o di personaggi e luoghi da Dante Alighieri nella Divina Commedia , a causa della natura vulcanica della superficie.

Poiché la superficie è stata vista per la prima volta da vicino da Voyager 1 , l'UAI riconosce 227 nomi per le caratteristiche della superficie e i grandi albedo di Io.

Geologia

vulcanismo

Io è più notevole per il suo vulcanismo attivo, una caratteristica che altrimenti è stata osservata solo sulla Terra , Tritone ed Encelado . È anche l' oggetto celeste più attivo del Sistema Solare , con più di 400 centri vulcanici attivi e vaste colate laviche . Questo vulcanismo è una conseguenza del riscaldamento di marea prodotto dall'eccentricità orbitale di Io.

Durante una grande eruzione, lava scorre diverse decine o centinaia di chilometri di lunghezza possono essere prodotti, costituiti principalmente di basalto lave silicati con mafiche o ultrafemiche composizioni - cioè ricchi di magnesio. Questa ipotesi si basa su misurazioni della temperatura del punto caldo di Io che suggeriscono temperature di almeno 1.300 K (1.027 ° C) e alcune fino a 1.600 K (1.327 ° C) .

Come sottoprodotto di questa attività, zolfo, anidride solforosa gassosa e materiale piroclastico di silicato (come la cenere ) vengono soffiati nello spazio fino a 480  km - il materiale viene espulso dalla superficie ad una velocità di circa 1000 m / s - , producendo grandi pennacchi a forma di ombrello, dipingendo il terreno circostante di rosso (da zolfo a catena corta) e nero (dai piroclastici di silicato) e fornendo materiale per l'atmosfera irregolare di Io e la vasta magnetosfera di Giove. Ulteriori materiali che potrebbero essere trovati in questi pennacchi vulcanici includono sodio , potassio e cloro . I pennacchi più grandi di Io, come quelli emessi da Pele , si formano quando lo zolfo disciolto e l'anidride solforosa gassosa vengono rilasciati dal magma in eruzione in crateri vulcanici o laghi di lava, spesso portando con sé materiale piroclastico silicato. Un altro tipo di pennacchio viene prodotto quando i flussi di lava vaporizzano il gel di anidride solforosa, rilasciando zolfo. Questo tipo di pennacchio forma spesso depositi circolari bianchi e lucidi fatti di anidride solforosa, come intorno al vulcano Masubi .

La superficie di Io è punteggiata da depressioni vulcaniche chiamate paterae che solitamente hanno suoli pianeggianti delimitati da pareti scoscese. Queste caratteristiche ricordano le caldere terrestri, ma non è certo che il loro meccanismo di produzione avvenga attraverso il collasso al di sopra di una camera di lava svuotata, come avviene sulla Terra. Un'ipotesi suggerisce che queste caratteristiche siano prodotte dall'esumazione dei davanzali vulcanici e che il materiale sovrastante sia espulso o integrato nel davanzale. Esempi di patere a vari stadi di esumazione sono mappati utilizzando immagini di Galileo dalla regione di Chaac-Camaxtli . A differenza di caratteristiche simili sulla Terra e su Marte, queste depressioni generalmente non si trovano nelle cime dei vulcani a scudo e sono normalmente più grandi, con un diametro medio di 41  km , il più grande dei quali è Loki Patera con un diametro di 202  km . Quest'ultimo è anche il vulcano più potente di Io, contribuendo in media al 10% alla produzione globale di calore di Io, alternando periodi di attività e inattività di circa 470 giorni ciascuno.

Indipendentemente dal meccanismo di formazione, la morfologia e la distribuzione di molte patere suggeriscono che queste caratteristiche siano strutturalmente controllate, con almeno la metà delimitata da faglie o montagne. Queste caratteristiche sono spesso sede di eruzioni vulcaniche, sia colate laviche che si diffondono sui pavimenti delle patere - come durante un'eruzione a Gish Bar Patera nel 2001 - sia sotto forma di laghi di lava . I laghi di lava su Io hanno una crosta lavica che si capovolge continuamente, come il vulcano Pelé, o una crosta che si capovolge episodicamente, come Loki.

I flussi di lava rappresentano un altro importante terreno vulcanico su Io. Il magma erutta dai crateri delle patere o dalle fessure nelle pianure, producendo colate laviche simili a quelle osservate sul Kilauea alle Hawaii . Le immagini della sonda Galileo rivelano che molte delle maggiori colate laviche di Io, come quelle di Prometeo e Amirani , sono prodotte dall'accumulo di piccole esplosioni di colate laviche sopra quelle più vecchie. Grandi eruzioni si osservano anche su Io. Ad esempio, il bordo d'attacco del flusso di Prometeo si è spostato di 75-95  km tra la Voyager 1 nel 1979 e le prime osservazioni di Galileo nel 1996. Inoltre, le eruzioni vulcaniche sono molto mutevoli: durante i quattro mesi tra l'arrivo della Voyager 1 e 2 sonde , alcune si sono fermate e altre si sono avviate.

Montagne

Io ha da 100 a 150  montagne . Queste strutture sono in media di 6  km di altezza e raggiungono un massimo di 17,5 ± 3  km a sud della Boösaule Montes - si possono notare anche i 10,5 ± 1 km di Eubea Montes . Queste montagne sono estese - una media di 157 km di lunghezza - e isolate, non mostrano schemi tettonici globali apparenti, a differenza di quelle sulla Terra. Per sostenere le loro grandi dimensioni, devono essere composti principalmente da roccia silicatica e non da zolfo.

Anche se il vulcanismo estensivo conferisce a Io il suo aspetto distintivo, quasi tutte le sue montagne sono strutture tettoniche e non sono prodotte dai vulcani. Invece, la maggior parte delle montagne ioniche si forma a causa di sollecitazioni di compressione alla base della litosfera , che sollevano e inclinano pezzi della crosta di Io sovrapponendosi . Le sollecitazioni di compressione che portano alla formazione delle montagne sono il risultato di cedimenti dovuti al continuo interramento di materiale vulcanico. La distribuzione delle montagne sulla luna sembra essere opposta a quella delle strutture vulcaniche: le montagne dominano le aree con meno vulcani e viceversa. Ciò suggerisce l'esistenza di vaste regioni nella litosfera in cui la compressione - supporto per la formazione di montagne - e l'estensione - supporto per la formazione di patera  - dominano rispettivamente. Localmente, tuttavia, montagne e patere sono spesso contigue, suggerendo che il magma riempie le faglie formatesi durante la formazione delle montagne per raggiungere la superficie.

Le strutture che si elevano al di sopra della pianura di Io mostrano una varietà di morfologie. I vassoi rimangono i più comuni, assomigliano a grandi mesa con una parte superiore piatta. Altre montagne sembrano essere massi crostali inclinati - cioè pezzi di crosta -, con una pendenza ridotta rispetto alla superficie un tempo piana e un pendio ripido costituito da materiale un tempo sotterraneo sollevato da sollecitazioni di compressione. . Questi due tipi di montagne presentano spesso ripide scarpate lungo uno o più versanti .

Solo poche montagne su Io sembrano avere un'origine vulcanica. Sembrano piccoli vulcani a scudo , con ripidi pendii vicino a una piccola caldera centrale e dolci pendii lungo i loro pendii. Queste montagne vulcaniche sono spesso più piccole della montagna media sulla luna, con una media di solo da 1 a 2  km di altezza e da 40 a 60  km di larghezza.

Quasi tutte le montagne risultano in avanzato stato di degrado. Grandi depositi di frana sono comuni alla base delle montagne ioniche, suggerendo che l' instabilità gravitazionale è la principale forma di degrado. I margini smerlati sono comuni anche tra le mesa e gli altopiani di Io, probabilmente causati dall'ondata di anidride solforosa dalla crosta di Io e producendo aree di debolezza lungo i bordi delle montagne.

Atmosfera

Composizione

Io ha un estremamente sottile atmosfera - la media pressione atmosferica è 1 Pa, 10 o 11 volte inferiore alla atmosfera terrestre  - composto principalmente di biossido di zolfo SO 2, con costituenti minori come monossido di zolfo SO, cloruro di sodio NaClcosì come zolfo Se ossigeno Oatomico. Questi gas sono prodotti principalmente dal vulcanismo attivo della luna tramite degassamento diretto o dalla fotolisi causata dalla radiazione solare ultravioletta su SO 2producendo cationi di zolfo e ossigeno  : S + , O + , S 2+ e O 2+ . Si verifica anche uno sputtering di depositi superficiali da parte di particelle cariche provenienti dalla magnetosfera di Giove . L'atmosfera è sottile a causa della gravità della luna troppo debole per trattenere un'atmosfera più densa, il suo spessore raggiunge ancora i 120  km al massimo.

A differenza di altri satelliti galileiani , Io ha poca o nessuna acqua nella sua atmosfera ed è persino l'oggetto conosciuto nel Sistema Solare con meno acqua. Questa è probabilmente una conseguenza del fatto che all'inizio dell'evoluzione del Sistema Solare , Giove era abbastanza caldo da inseguire elementi volatili vicino a Io ma non abbastanza caldo da fare lo stesso con le sue altre lune.

Struttura

L'atmosfera di Io mostra variazioni significative di densità e temperatura a seconda dell'ora del giorno, della latitudine, dell'attività vulcanica e dell'abbondanza di brina sulla superficie. La pressione atmosferica massima su Io è compresa tra 3,3 × 10 -5 e 3,3  × 10 -4  pascal (Pa) o da 0,3 a 3  nbar , ottenuta sull'emisfero lungo l'equatore dell'emisfero antigioviano e nel primo pomeriggio quando la temperatura del picchi di congelamento superficiale. Si osservano anche picchi situati a livello dei pennacchi vulcanici, con pressioni da 5 × 10 -4 a 4  × 10 -3  Pa (da 5 a 40  nbar ). La pressione atmosferica di Io è più bassa sul lato notturno di Io, dove la pressione scende tra 10 -8 e 10 -7  Pa (da 0,0001 a 0,001  nbar ).

La temperatura atmosferica di Io aumenta dalla temperatura superficiale, dove l'anidride solforosa è in equilibrio con il gel superficiale con una temperatura media di 100 K (-173 ° C) , fino a 1.800 K (1.527 ° C) a quote più elevate dove , grazie alla sua minore densità, l'atmosfera viene riscaldata dal toroide di plasma, un anello di particelle ionizzate che condivide l'orbita di Io e che orbita attorno alla magnetosfera di Giove.

Il gas nell'atmosfera di Io viene portato via dalla magnetosfera di Giove, sfuggendo alla nube neutra che circonda Io o al suo toro di plasma. Circa una tonnellata di gas viene rimossa dall'atmosfera da questo meccanismo ogni secondo, che richiede di essere costantemente reintegrato. Pennacchi vulcanici sono le principali fonti di nuovo, invio 10 4  kg di anidride solforosa nell'atmosfera da Io in media al secondo, sebbene la maggior parte si condensa sulla superficie. Un'altra parte si ottiene per sublimazione di SO 2presente sotto forma di ghiaccio sulla superficie lunare per riscaldamento dovuto alla radiazione solare . Di conseguenza, l'atmosfera sul lato diurno è in gran parte confinata entro 40° dall'equatore, dove la superficie è più calda e dove risiedono i pennacchi vulcanici più attivi. Un'atmosfera focalizzata sulla sublimazione è anche coerente con le osservazioni che l'atmosfera di Io è più densa nell'emisfero antigioviano, dove SO 2 il solido è più abbondante e denso quando Io è più vicino al Sole.

Impatto delle eclissi di Giove

Poiché la densità dell'anidride solforosa nell'atmosfera è direttamente correlata alla temperatura superficiale, quest'ultima diminuisce notevolmente di notte o quando Io è all'ombra di Giove, provocando nel secondo caso un calo di circa l'80% della densità della colonna . Il collasso durante l'eclissi è in qualche modo limitato dalla formazione di uno strato di diffusione di monossido di zolfo SO nella parte inferiore dell'atmosfera, ma la pressione atmosferica dell'atmosfera notturna di Io è inferiore da due a quattro ordini di grandezza di quella al suo massimo quando c'è il sole.

Si presume che l'atmosfera di Io si congeli sulla superficie mentre passa nell'ombra di Giove. Ne è prova una “chiarezza post-eclissi” , dove la luna appare a volte un po' più luminosa, come se fosse ricoperta di brina subito dopo l'eclissi. Dopo circa 15 minuti la luminosità torna alla normalità, probabilmente perché il gelo è poi scomparso per sublimazione . Oltre ad essere visibile ai telescopi terrestri, l'illuminazione post-eclisse si trova nelle lunghezze d' onda del vicino infrarosso durante la missione Cassini . Un ulteriore supporto a questa idea arriva nel 2013, quando l' Osservatorio Gemini misura direttamente il collasso della quantità di anidride solforosa nell'atmosfera durante un'eclissi di Giove, e poi la sua riformazione in seguito.

Le immagini ad alta risoluzione di Io acquisite durante un'eclissi rivelano un bagliore simile a un'aurora polare . Come sulla Terra , ciò è dovuto alla radiazione delle particelle che colpiscono l'atmosfera, sebbene in questo caso le particelle cariche provengano dal campo magnetico di Giove piuttosto che dal vento solare . Le aurore di solito si verificano vicino ai poli magnetici dei pianeti, ma quelle di Io sono le più luminose vicino al suo equatore. Io non ha un proprio campo magnetico intrinseco; quindi, gli elettroni che viaggiano lungo il campo magnetico di Giove vicino a Io hanno un impatto diretto sull'atmosfera di Io. Gli elettroni entrano in collisione con la sua atmosfera, producendo le aurore più luminose dove le linee di campo sono tangenti allo ione, cioè vicino all'equatore perché la colonna di gas che attraversano è più lunga. Osserviamo che le aurore associate a questi punti tangenti su Io si inclinano con il cambio di orientamento del dipolo magnetico inclinato del campo di Giove.

Interazione con la magnetosfera gioviana

Io svolge un ruolo importante nella formazione della magnetosfera di Giove , con la luna che attraversa le linee del campo magnetico di Giove e genera così una corrente elettrica dell'ordine di un milione di ampere. Sebbene non sia una grande fonte di energia rispetto al riscaldamento delle maree , questa corrente dissipa più di 1  tera watt di potenza con un potenziale di 400.000  volt .

La magnetosfera di Giove spazza via gas e polvere dalla sottile atmosfera di Io alla velocità di una tonnellata al secondo. Senza gli ioni in fuga dall'atmosfera ionica attraverso questa interazione, il campo magnetico di Giove sarebbe due volte più debole. Io orbita in una cintura di intensa radiazione conosciuta come il toro Io costituito da plasma che irradia intensamente nell'ultravioletto , il primo esempio scoperto di un toroide planetario . Come il resto del campo magnetico di Giove, il toro del plasma è inclinato rispetto all'equatore di Giove (e al piano orbitale di Io), in modo che Io sia successivamente al di sotto e al di sopra del nucleo del toro di plasma. Il plasma del toro è co-rotante con Giove, il che significa che ruotano in modo sincrono e condividono lo stesso periodo di rotazione.

Intorno a Io, a una distanza massima di sei raggi ionici dalla sua superficie, c'è una nuvola di atomi neutri di zolfo , ossigeno , sodio e potassio . Queste particelle provengono dall'atmosfera superiore di Io e sono eccitate dalle collisioni con gli ioni nel toroide del plasma fino a riempire la sfera lunare di Hill , una regione in cui la gravità di Io è dominante su quella di Giove. Alcune di queste particelle sfuggono all'attrazione gravitazionale di Io e vanno in orbita attorno a Giove: si propagano da Io per formare una nuvola neutra a forma di banana che può raggiungere fino a sei raggi gioviani da Io, cioè a l all'interno dell'orbita di Io e di fronte a esso, o al di fuori dell'orbita di Io e dietro di esso. Il processo fornisce anche ioni di sodio nel toroide del plasma, che vengono poi espulsi in getti che si allontanano dal pianeta.

Inoltre, il campo magnetico di Giove accoppia l'atmosfera di Io e la nube neutra all'atmosfera polare superiore di Giove generando una corrente elettrica chiamata tubo di flusso di Io. Questa corrente produce luci aurorali nelle regioni polari di Giove, conosciute come "Io footprint" (in inglese  : Io footprint ), così come le aurore nell'atmosfera di Io. Le particelle di questa interazione aurorale oscurano le regioni polari gioviane alle lunghezze d'onda visibili. L'impronta aurorale di Io e la sua posizione rispetto alla Terra e a Giove ha una forte influenza sull'intensità delle emissioni di onde radio gioviane raccolte sulla Terra: quando Io è visibile, i segnali radio ricevuti da Giove aumentano notevolmente.

Le linee del campo magnetico di Giove che attraversano la ionosfera di Io inducono anche una corrente elettrica, che a sua volta crea un campo magnetico indotto all'interno di Io. Si presume che il campo magnetico dell'armatura Io sia generato in un mare di magma di silicato parzialmente fuso a 50 chilometri sotto la superficie di Io. Campi indotti simili si trovano sugli altri satelliti galileiani dalla sonda Galileo , a sua volta generati negli oceani sotterranei di acqua liquida salata.

Storia delle osservazioni

Scoperta

Il primo avvistamento segnalato di satelliti galileiani è effettuato da Galileo the7 gennaio 1610utilizzando un telescopio rifrattore con ingrandimento 20 dell'Università di Padova . Questi sono i primi satelliti naturali scoperti in orbita attorno a un pianeta diverso dalla Terra . Tuttavia, durante questa osservazione, Galileo non riesce a distinguere Io e l' Europa a causa della bassa potenza del suo telescopio; i due sono quindi registrati come un unico punto di luce in questa occasione. Il giorno dopo li vede per la prima volta come corpi separati: il8 gennaio 1610è quindi considerata la data di scoperta di Io da parte dell'IAU .

La scoperta di Io e degli altri satelliti galileiani è pubblicata dall'astronomo nella sua opera Sidereus nuncius inmarzo 1610. Nel 1614, nel suo Mundus Jovialis , Simon Marius afferma di aver scoperto questi oggetti alla fine del 1609, poche settimane prima di Galileo. Quest'ultimo mette in dubbio questa affermazione e respinge il lavoro di Marius come plagio. In definitiva, la paternità della scoperta di Io è attribuita a chi per primo ha pubblicato il suo lavoro, motivo per cui Galileo è l'unico accreditato. Simon Marius, invece, fu il primo a pubblicare le tavole astronomiche dei movimenti dei satelliti nel 1614.

denominazione

Galileo decide come scopritore di nominare questi satelliti dopo i suoi mecenati , la famiglia Medici , come le "stelle medicee" .

Tuttavia, sebbene Simon Marius non sia accreditato per la scoperta dei satelliti galileiani, sono i nomi che diede loro che rimangono nei posteri. Nella sua pubblicazione del 1614, Mundus Jovialis , propose diversi nomi alternativi per la luna più vicina a Giove, tra cui " Mercurio di Giove" e "il primo pianeta gioviano" . Sulla base di un suggerimento di Johannes Kepler inottobre 1613, progetta anche uno schema di denominazione per cui ogni luna prende il nome da un amante del dio greco Zeus o dal suo equivalente romano , Giove . Così chiama l'allora luna più interna di Giove, dopo la figura mitologica greca Io , un mortale trasformato in vacca dalla gelosia di Era . Commenta anche:

“Prima di tutto saranno onorate tre giovani donne che sono state affascinate da Giove per un amore segreto, cioè Io, la figlia del fiume Inaco (...) La prima [luna] è chiamata da me Io (.. .) Io, l'Europa, il ragazzo Ganimede e Callisto portarono la felicità al lussurioso Giove. "

- Simon Marius, Mundus Jovialis

Questi nomi non sono ampiamente adottati fino secoli più tardi, intorno alla metà del XX °  secolo . In gran parte della precedente letteratura astronomica, Io era generalmente indicato con la sua designazione numerica romana come "Giove I  " o come "il primo satellite di Giove" , una designazione che ha perso popolarità dopo la scoperta di satelliti con orbite più interne come Amaltea .

Io, dal greco antico Ἰώ ha due radici concorrenti in latino  : Īō e Īōn. Quest'ultimo è alla base della forma aggettivale ionica .

Osservazioni successive del telescopio

Per i successivi due secoli e mezzo, Io rimase un punto luce irrisolto di magnitudo 5 in opposizione nei telescopi astronomici. Nel XVII °  secolo, Io e gli altri satelliti galileiani sono utilizzati in vari modi: aiutare marittimi determinare la loro longitudine , validate terza legge di Keplero del moto planetario o determinare il tempo richiesto per la luce per viaggiare tra Giove e Terra. Grazie alle effemeridi prodotte da Jean-Dominique Cassini , Pierre-Simon de Laplace crea una teoria matematica per spiegare la risonanza orbitale di Io, Europa e Ganimede. In seguito si scoprì che questa risonanza aveva un profondo effetto sulle geologie delle tre lune.

Progressi telescopi alla fine del XIX °  secolo consentire astronomi di risolvere le grandi caratteristiche della superficie di Io. Negli anni 1890, Edward E. Barnard fu il primo ad osservare variazioni nella luminosità di Io tra le sue regioni equatoriali e polari, deducendo correttamente che erano dovute a differenze di colore e albedo tra queste due regioni, e non a un'ipotetica forma a uovo del satellite, come proposto da William Pickering , o due oggetti separati, come inizialmente pensato dallo stesso Barnard. Successivamente le osservazioni confermano il colore bruno-rosso delle regioni polari e il colore giallo-bianco della fascia equatoriale. Nel 1897, Edward E. Barnard stimò il diametro di Io a 3.950  km , la sua stima essendo circa l'8% inferiore al valore noto più di un secolo dopo.

Osservazioni telescopiche della metà del XX °  secolo, stanno cominciando a mettere in evidenza la natura insolita di Io. Osservazioni spettroscopiche suggeriscono che la superficie di Io sia vergine di ghiaccio d' acqua , una sostanza trovata in grandi quantità su altri satelliti galileiani. Le stesse osservazioni indicano che la superficie è dominata da sali di sodio e zolfo . Osservazioni radiotelescopiche rivelano l'influenza di Io sulla magnetosfera di Giove .

A partire dagli anni '70, la maggior parte delle informazioni sulla luna è stata ottenuta attraverso l' esplorazione dello spazio . Tuttavia, in seguito alla distruzione programmata di Galileo in atmosfera di Giove insettembre 2003, nuove osservazioni del vulcanismo di Io provengono dai telescopi terrestri. In particolare, l'ottica adattiva di imaging dal Keck Telescope in Hawaii e di imaging dal telescopio spaziale Telescope consentono di monitorare i vulcani attivi di Io, anche senza un veicolo spaziale nel sistema gioviano .

Esplorazione dello spazio

Pioniere

Pioneer 10 e Pioneer 11 sono le primesonde spazialia raggiungere Io, la3 dicembre 1973 e 2 dicembre 1974rispettivamente. I loro sorvoli e il tracciamento radio consentono una migliore stima della massa e delle dimensioni di Io, suggerendo che il satellite ha la più alta densità dei satelliti galileiani ed è quindi composto principalmente da rocce silicatiche piuttosto che da ghiaccio d'acqua. Le sonde Pioneer rivelano la presenza di una sottile atmosfera su Io, oltre a una cintura di radiazioni intense vicino alla sua orbita.

La fotocamera del Pioneer 11 acquisisce una singola immagine corretta di Io, mostrando la sua regione polare nord. Furono pianificate riprese ravvicinate per il passaggio del Pioneer 10 , ma la forte radiazione che circondava la luna alla fine causò la perdita di queste osservazioni.

Viaggiare

Quando le sonde gemelle Voyager 1 e Voyager 2 hanno visitato Io nel 1979, il loro sistema di imaging più avanzato ha fornito immagini molto più dettagliate. Voyager 1 sorvola Io le5 marzo 197920.600  km dalla sua superficie. Le immagini riprese mostrano una superficie giovane e multicolore, priva di crateri da impatto e punteggiata da montagne più alte dell'Everest e da aree simili a colate laviche.

Dopo questo sorvolo, l'ingegnere di navigazione Linda A. Morabito nota un pennacchio proveniente dalla superficie in una delle immagini. L'analisi delle altre fotografie rivela nove pennacchi sparsi sulla superficie, che dimostrano l'attività vulcanica di Io. Questa conclusione è prevista poco prima dell'arrivo di Voyager 1 da Stan J. Peale, Patrick Cassen e RT Reynolds: calcolano che l'interno del satellite deve essere sufficientemente riscaldato dalle forze di marea a causa della sua risonanza orbitale con l' Europa e Ganimede . I dati del flyby rivelano che la superficie di Io è dominata da composti di zolfo e anidride solforosa . Questi composti predominano nell'atmosfera e nel toro di plasma centrato sull'orbita di Io, scoperto anche da Voyager 1 .

Voyager 2 sorvola Io le9 luglio 1979ad una distanza di 1.130.000  km . Sebbene non si sia avvicinato così tanto a Voyager 1 , i confronti tra le immagini scattate dai due veicoli spaziali rivelano diversi cambiamenti di superficie che si sono verificati durante l'intervallo di quattro mesi tra i sorvoli. Un'osservazione di Io a forma di mezzaluna della Voyager 2 mostra che otto dei nove pennacchi osservati inmarzo 1979sono ancora attivi nel mese di luglio, solo il vulcano Pélé ha cessato la sua attività.

Galileo

La sonda spaziale Galileo è arrivata nel sistema gioviano nel 1995 dopo un viaggio di sei anni dalla Terra per seguire le scoperte delle due sonde Voyager e le osservazioni del suolo effettuate negli anni successivi. La posizione di Io in una delle fasce di radiazione più intense di Giove preclude un sorvolo prolungato del satellite, ma Galileo lo sorvola rapidamente prima di orbitare attorno a Giove per due anni, il7 dicembre 1995. Sebbene non vengano scattate immagini durante questo sorvolo ravvicinato, l'incontro restituisce risultati significativi come la scoperta del suo grande nucleo di ferro, simile a quello trovato nei pianeti terrestri del Sistema Solare Interno..

Nonostante la mancanza di immagini ravvicinate e problemi meccanici che limitano drasticamente la quantità di dati restituiti, durante la missione principale di Galileo vengono fatte diverse importanti scoperte . Il sensore monitora gli effetti di una grande eruzione Pillan Patera e ha confermato che le eruzioni vulcaniche sono composte da magmi silicatici con le composizioni mafiche e ultramafiche ricche di magnesio . L'anidride solforosa e lo zolfo svolgono un ruolo simile all'acqua e all'anidride carbonica sulla Terra. Immagini in lontananza di Io vengono acquisite a quasi ogni rivoluzione della sonda durante la missione principale, rivelando un gran numero di vulcani attivi (sia grazie alle emissioni termiche del magma raffreddato sulla superficie che ai pennacchi vulcanici), molte montagne con morfologie molto varie e diversi cambiamenti di superficie che avevano avuto luogo sia dal programma Voyager che tra ogni orbita di Galileo .

La missione Galileo viene estesa due volte, nel 1997 e nel 2000. Durante queste missioni estese, la sonda sorvola Io tre volte alla fine del 1999 e all'inizio del 2000 e altre tre volte alla fine del 2001 e all'inizio del 2002. Questi sorvoli rivelano i processi geologici che si verificano. i vulcani e le montagne di Io, escludono l'esistenza di un campo magnetico intrinseco e dimostrano l'entità dell'attività vulcanica. Neldicembre 2000, la sonda Cassini-Huygens , in rotta verso Saturno , osserva congiuntamente il satellite con Galileo . Queste osservazioni rivelano un nuovo pennacchio su Tvashtar Paterae e forniscono indizi sulle aurore di Io.

Dopo la distruzione di Galileo nel gioviana insettembre 2003, nuove osservazioni del vulcanismo di Io provengono dai telescopi terrestri. In particolare, l' ottica adattiva del telescopio Keck alle Hawaii e le fotografie del telescopio spaziale Hubble consentono di seguire l'evoluzione dei vulcani del satellite.

Nuovi orizzonti

La sonda New Horizons , in rotta verso Plutone e la fascia di Kuiper , sorvola il sistema gioviano su28 febbraio 2007. Durante l'incontro vengono fatte molte osservazioni a distanza di Io. Questi rivelano un enorme pennacchio sopra Tvashtar Paterae, fornendo le prime osservazioni dettagliate del più grande pennacchio vulcanico ionico dalle osservazioni del pennacchio di Pele nel 1979. New Horizons fotografa anche un vulcano nelle prime fasi di un'eruzione.

Giunone

La sonda Juno è stata lanciata nel 2011 ed è entrata in orbita attorno a Giove su5 luglio 2016. La sua missione è principalmente focalizzata sulla raccolta di dati riguardanti l'interno del pianeta, il suo campo magnetico, le sue aurore e la sua atmosfera polare. L'orbita di Giunone è molto inclinata e molto eccentrica per poter osservare meglio le regioni polari di Giove e per limitare la sua esposizione alle importanti fasce di radiazione interne del pianeta. Questa orbita tiene anche Giunone fuori dai piani orbitali di Io e delle altre grandi lune di Giove in generale. Sebbene lo studio di Io non sia un obiettivo primario della missione, i dati vengono comunque raccolti quando è il momento giusto.

L'approccio più vicino di Giunone a Io è attivo 17 febbraio 2020, a una distanza di 195.000 chilometri, sebbene sia previsto un paio di sorvoli a un'altitudine di 1.500 chilometri per l'inizio del 2024 nell'estensione della missione prevista. Su diverse orbite, Juno ha osservato Io da remoto utilizzando JunoCAM, una fotocamera grandangolare alla luce visibile per trovare pennacchi vulcanici, e JIRAM, uno spettrometro e un'immagine nel vicino infrarosso per monitorare i vulcani a emissione termica di Io.

Missioni future

Sono previste diverse missioni nel sistema gioviano e potrebbero fornire ulteriori osservazioni di Io.

Il Jupiter Icy Moon Explorer ( JUICE ) è una missione pianificata dell'Agenzia spaziale europea sul sistema gioviano che dovrebbe collocarsi nell'orbita di Ganimede. Il lancio di JUICE è previsto per il 2022, con un arrivo stimato su Giove aottobre 2029. JUICE non sorvolerà Io ma utilizzerà i suoi strumenti, come una telecamera ad angolo stretto, per monitorare l'attività vulcanica di Io e misurare la sua composizione superficiale.

Europa Clipper è una missione pianificata della NASA nel sistema gioviano, incentrata sull'Europa . Come JUICE , Europa Clipper non sorvolerà Io, ma è probabile il monitoraggio remoto del vulcano. Il lancio della sonda è previsto per il 2025 con arrivo su Giove alla fine del 2020 o all'inizio del 2030 a seconda del lanciatore scelto.

L' Io Volcano Observer (IVO) è una proposta di missione della NASA nell'ambito del programma Discovery . Missione a basso costo, il suo lancio avverrebbe nel 2026 o 2028. La sonda si concentrerebbe sullo studio di Io ed effettuerebbe dieci voli della luna da un'orbita attorno a Giove dai primi anni 2030.

Nella cultura

Parte delle lune galileiane, Io è sempre stata un'ambientazione per la fantascienza sin da, tra gli altri, The Mad Moon (1935) di Stanley G. Weinbaum . Grazie alle sue dimensioni, allora già stimato, speculazioni sono realizzati su un possibile vita così su di esso nella prima metà del XX °  secolo , come nella rivista pulp fantastiche avventure .

Essendo la sua natura meglio conosciuta da varie missioni di esplorazione spaziale , lo scenario descritto dalle opere di fantascienza si è evoluto. Così, in Ilium (2003), romanzo di Dan Simmons , il tubo di flusso magnetico di Io viene utilizzato per iperaccelerare le astronavi in tutto il Sistema Solare o in The Dream of Galileo (2009) e 2312 (2012) di Kim Stanley Robinson , lei è descritto come un mondo vulcanico in cui la lava è onnipresente.

Nel cinema , la luna è in particolare l'ambientazione principale di film come Io (2019) di Jonathan Helpert o Outland ... Far from the Earth (1981) di Peter Hyams . Sempre nel 2010: L'anno del primo contatto (1984) - anch'esso diretto da Peter Hyams e sequel del 2001, Odissea  nello spazio di Stanley Kubrick (1968) - la navicella spaziale Discovery One è in orbita nel punto di Lagrange tra Giove e Io.

Per il suo aspetto caratteristico, appare anche in livelli di videogiochi come Battlezone (1998), Halo (2001), Warframe (2015) o Destiny 2 (2017) .

Note e riferimenti

Appunti

  1. dati calcolati sulla base di altri parametri.
  2. Il diametro di Giove è di circa 140.000  km e la sua distanza da Io è in media di 420.000  km . La dimensione apparente vale quindi arctan (140.000 / 420.000) ~ = 18,5°. La dimensione apparente della Luna nel cielo terrestre è di circa 0,5°, cioè un rapporto di 18,5°/0,5° = 37.
  3. Il rapporto tra l'area apparente di Giove da Io e l'area apparente della Luna dalla Terra corrispondente al quadrato del rapporto dei diametri apparenti calcolati in precedenza, essendo l'area di un disco proporzionale al quadrato del suo diametro.
  4. "  Inprimis autem celebrantur tres fœminæ Virgines, quarum furtivo amore Iupiter captus & positus est, videlicet Io Inachi Amnis filia ... Primus à me vocatur Io ... [Io,] Europa, Ganimedes puer, atque Calisto, lascivo nimium perplacuere Jovi .  " - Simone Mario (1614)

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Vedi anche

Bibliografia

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