Los descubrimientos astronómicos más importantes en la historia de la exploración espacial están asociados con el nombre de Galileo Galilei. Fue gracias a este italiano talentoso y persistente que el mundo en 1610 se enteró por primera vez de la existencia de las cuatro lunas de Júpiter. Inicialmente, estos objetos celestes recibieron un nombre colectivo: satélites galileanos. Más tarde, a cada uno de ellos se le dio su propio nombre: Io, Europa, Ganímedes y Calisto. Cada uno de los cuatro satélites más grandes de Júpiter es interesante a su manera, pero es el satélite de Io el que se destaca de los demás satélites galileanos. Este cuerpo celeste es el más exótico e inusual entre otros objetos del sistema solar.
¿Qué tiene de inusual la luna de Io?
Incluso con una observación a través de un telescopio, el satélite de Io se destaca de otros satélites del sistema solar por su apariencia. En lugar de la habitual superficie gris y fangosa, el cuerpo celeste tiene un disco amarillo brillante. Durante 400 años, el hombre no pudo encontrar la razón de un color tan inusual de la superficie de la luna de Júpiter. Solo a finales del siglo XX, gracias a vuelos de sondas espaciales automáticas al gigante Júpiter, fue posible obtener información sobre los satélites galileanos. Al final resultó que, Io es quizás el objeto más volcánicamente activo del sistema solar en términos de geología. Esto se ve confirmado por la gran cantidad de volcanes activos descubiertos en la luna de Júpiter. Hasta la fecha, se han identificado alrededor de 400 de ellos, y esto se encuentra en un área que es 12 veces más pequeña que el área de nuestro planeta.
La superficie de Io es de 41,9 kilómetros cuadrados. kilómetros. La tierra tiene una superficie de 510 millones de km, y hoy hay 522 volcanes activos en su superficie.
Muchos de los volcanes de Io son más grandes que los volcanes de la Tierra. En cuanto a la intensidad de las erupciones, su duración y potencia, la actividad volcánica en el satélite de Júpiter supera indicadores terrestres similares.
Algunos volcanes de este satélite emiten enormes cantidades de gases venenosos a una altitud de 300 a 500 km. Al mismo tiempo, la superficie misma del satélite más inusual del sistema solar, Io, es una vasta llanura, en el centro de la cual hay una enorme cadena montañosa, dividida por enormes flujos de lava. Las alturas medias de las formaciones montañosas de Io son de 6 a 6,5 km, pero también hay picos montañosos con una altura de más de 10 km. Por ejemplo, el monte South Boosavla tiene entre 17 y 18 km de altura y es el pico más alto del sistema solar.
Casi toda la superficie del satélite es el resultado de erupciones centenarias. Según estudios instrumentales llevados a cabo desde la Voyager 1, la Voyager 2 y otras sondas espaciales, el material principal de la superficie del satélite Io es azufre congelado, dióxido de azufre y ceniza volcánica. ¿Por qué hay tantas áreas multicolores en la superficie del satélite? Esto se debe al hecho de que el vulcanismo activo forma constantemente un contraste característico en el color de la superficie de la luna de Io. El sujeto puede cambiar de amarillo brillante a blanco o negro en un corto período de tiempo. Los productos de las erupciones volcánicas forman una atmósfera delgada y heterogénea del satélite.
Dicha actividad volcánica es causada por las características estructurales del cuerpo celeste, que está constantemente expuesto a la acción de las mareas del campo gravitacional del planeta padre y al impacto de otros grandes satélites de Júpiter, Europa y Ganímedes. Como resultado de la influencia de la gravedad cósmica en las entrañas del satélite, surge un rozamiento entre la corteza y las capas internas, lo que genera un calentamiento natural de la materia.
Para los astrónomos y geólogos que estudian la estructura de los objetos en el sistema solar, Io es un campo de pruebas real y activo, donde los procesos característicos de la formación temprana de nuestro planeta tienen lugar en la actualidad. En la actualidad, los científicos de muchos campos de la ciencia están estudiando cuidadosamente la geología de este cuerpo celeste, lo que hace que la luna única de Júpiter, Io, sea objeto de un escrutinio minucioso.
El cuerpo celeste geológicamente más activo del sistema solar tiene un diámetro de 3630 km. Io no es tan grande en comparación con otras lunas del sistema solar. En cuanto a sus parámetros, el satélite ocupa un modesto cuarto lugar, pasando por delante de los enormes Ganímedes, Titán y Calisto. El diámetro de Io es de solo 166 km. supera el diámetro de la luna - un satélite de la Tierra (3474 km).
El satélite está más cerca del planeta madre. La distancia de Io a Júpiter es de solo 420.000 km. La órbita tiene una forma casi regular, la diferencia entre el perihelio y el apogel es de solo 3400 km. El objeto se desplaza en una órbita circular alrededor de Júpiter a una tremenda velocidad de 17 km / s, haciendo una revolución completa a su alrededor en 42 horas terrestres. El movimiento orbital se lleva a cabo de forma sincrónica con el período de rotación de Júpiter, por lo que Io siempre gira hacia él en el mismo hemisferio.
Los principales parámetros astrofísicos de un cuerpo celeste son los siguientes:
- La masa de Io es 8,93x1022 kg, que es 1,2 veces la masa de la Luna;
- la densidad del satélite es de 3,52 g / cm3;
- la aceleración debida a la gravedad en la superficie de Io es 1,79 m / s2.
Observar la posición de Io en el cielo nocturno facilita determinar qué tan rápido se mueve Io. El cuerpo celeste cambia constantemente su posición en relación con el disco planetario del planeta madre. A pesar del impresionante campo gravitacional propio del satélite, Io no es capaz de contener una atmósfera constantemente densa y homogénea. La delgada envoltura gaseosa alrededor de la luna de Júpiter es prácticamente un vacío cósmico, no evita la liberación de productos de erupción al espacio exterior. Esto explica la enorme altura de los pilares de emisiones volcánicas que se producen en Io. En ausencia de una atmósfera normal, prevalecen bajas temperaturas en la superficie del satélite, hasta -183 ° C. Sin embargo, esta temperatura no es uniforme en toda la superficie del satélite. Las imágenes infrarrojas tomadas por la sonda espacial Galileo mostraron irregularidades en la capa de temperatura de la superficie de Io.
Predominan las bajas temperaturas en la zona principal del cuerpo celeste. Estas áreas están coloreadas de azul en el mapa de temperatura. Sin embargo, en varios lugares de la superficie del satélite, hay puntos rojos y anaranjados brillantes. Estas son áreas de mayor actividad volcánica, donde las erupciones son visibles y bien visibles en imágenes ordinarias. El volcán Pele y el flujo de lava Loke son las regiones más calientes de la superficie de Io. Las temperaturas en estas áreas oscilan entre 100 y 130 grados bajo cero en la escala Celsius. Los pequeños puntos rojos en el mapa de temperatura son cráteres de volcán activo y fracturas de la corteza. Aquí la temperatura alcanza los 1200-1300 grados Celsius.
Estructura de satélite
Al no poder aterrizar en la superficie, los científicos de hoy están trabajando activamente en modelar la estructura de la luna de Júpiter. Presumiblemente, el satélite está formado por rocas de silicato, diluidas con hierro, que es característico de la estructura de los planetas terrestres. Esto se ve confirmado por la alta densidad de Io, que es más alta que la de sus vecinos: Ganímedes, Calisto y Europa.
El modelo actual, basado en datos obtenidos por sondas espaciales, es el siguiente:
- en el centro del satélite hay un núcleo de hierro (sulfuro de hierro), que representa el 20% de la masa de Io;
- el manto, formado por minerales de naturaleza asteroide, se encuentra en estado semilíquido;
- capa de magma líquido subsuperficial de 50 km de espesor;
- la litosfera cercana al satélite consiste en compuestos de azufre y basalto, alcanzando un espesor de 12-40 km.
Al evaluar los datos obtenidos de las simulaciones, los científicos llegaron a la conclusión de que el núcleo del satélite Io debería tener un estado semilíquido. Si los compuestos de azufre están presentes junto con el hierro, su diámetro puede alcanzar los 550-1000 km. Si se trata de una sustancia completamente metalizada, el tamaño del núcleo puede variar entre 350 y 600 km.
Debido al hecho de que no se detectó ningún campo magnético durante los estudios de satélite, no hay procesos de convección en el núcleo del satélite. En este contexto, surge una pregunta natural, ¿cuáles son las verdaderas razones de una actividad volcánica tan intensa, de dónde obtienen su energía los volcanes de Io?
El pequeño tamaño del satélite no nos permite decir que el calentamiento del interior de un cuerpo celeste se lleve a cabo debido a la reacción de desintegración radiactiva. La principal fuente de energía dentro del satélite es el efecto de marea de sus vecinos espaciales. Bajo la influencia de la gravedad de Júpiter y los satélites vecinos, Io oscila, moviéndose en su propia órbita. El satélite parece balancearse, experimentando una fuerte libración (balanceo uniforme) durante el movimiento. Estos procesos conducen a la curvatura de la superficie de un cuerpo celeste, provocando el calentamiento termodinámico de la litosfera. Esto se puede comparar con la flexión de un alambre de metal, que se calienta mucho en la curva. En el caso de Io, todos estos procesos ocurren en la capa superficial del manto en el límite con la litosfera.
El satélite está cubierto de sedimentos desde arriba, resultado de la actividad volcánica. Su espesor varía en el rango de 5-25 km en los lugares de su localización principal. En color, se trata de manchas oscuras, que contrastan fuertemente con la superficie amarilla brillante del satélite, provocadas por la efusión de magma de silicato. A pesar de la gran cantidad de volcanes activos, el área total de calderas volcánicas en Io no supera el 2% de la superficie del satélite. La profundidad de los cráteres volcánicos es insignificante y no supera los 50-150 metros. El relieve de la mayor parte del cuerpo celeste es plano. Solo en algunas áreas hay cadenas montañosas masivas, por ejemplo, el complejo del volcán Pele. Además de esta formación volcánica en Io, se han identificado un macizo montañoso del volcán Pater Ra, cordilleras y macizos de diversas longitudes. La mayoría de ellos tienen nombres que están en consonancia con los nombres de lugares terrestres.
Volcanes y atmósfera de Io
Los objetos más curiosos de la luna de Io son sus volcanes. Los tamaños de las áreas con mayor actividad volcánica oscilan entre 75 y 300 km. Incluso la primera Voyager durante su vuelo registró en Io el proceso de erupción de ocho volcanes a la vez. Unos meses más tarde, las imágenes tomadas por la nave espacial Voyager en 1979 confirmaron la información de que las erupciones en estos puntos continuaban. En el lugar donde se encuentra el volcán más grande Pele, se registró la temperatura superficial más alta, +600 grados Kelvin.
Los estudios posteriores de la información de las sondas espaciales permitieron a los astrofísicos y geólogos clasificar todos los volcanes de Io en los siguientes tipos:
- los volcanes más numerosos, que tienen una temperatura de 300-400 K. La tasa de emisión de gases es de 500 m / s, y la altura de la columna de emisiones no supera los 100 km;
- el segundo tipo incluye los volcanes más calientes y poderosos. Aquí podemos hablar de temperaturas de 1000K en la propia caldera del volcán. Este tipo se caracteriza por una alta velocidad de expulsión: 1,5 km / s, la altura gigantesca del sultán de gas: 300-500 km.
El volcán Pele pertenece al segundo tipo, tiene una caldera con un diámetro de 1000 km. Los depósitos como resultado de las erupciones de este gigante ocupan un área enorme: un millón de kilómetros. Otro objeto volcánico, Patera Ra, no parece menos interesante. Desde la órbita, esta área de la superficie del satélite se asemeja a un cefalópodo marino. Los flujos de lava serpentina que se extienden desde el sitio de la erupción se extienden a lo largo de 200-250 km. Los radiómetros térmicos de las naves espaciales no permiten determinar con precisión la naturaleza de estos flujos, como es el caso del objeto geológico Loki. Su diámetro es de 250 km y con toda probabilidad se trata de un lago lleno de azufre fundido.
La alta intensidad de las erupciones y la enorme escala de los cataclismos no solo cambian constantemente la topografía del satélite y el paisaje en su superficie, sino que también forman una envoltura de gas, una especie de atmósfera.
El principal componente de la atmósfera de la luna de Júpiter es el dióxido de azufre. En la naturaleza, es un gas de dióxido de azufre incoloro que tiene un olor acre. Como complemento, junto con el dióxido de azufre, se detectaron en la capa de gas de Io monóxido de azufre, cloruro de sodio, azufre y átomos de oxígeno.
El dióxido de azufre en la Tierra es un aditivo alimentario generalizado que se utiliza activamente en la industria alimentaria como conservante E220.
La fina atmósfera de Io es desigual en densidad y grosor. La presión atmosférica del satélite se caracteriza por la misma inconstancia. La presión atmosférica máxima de Io es de 3 nbar y se observa en el ecuador en el hemisferio frente a Júpiter. Los valores mínimos de presión atmosférica se encontraron en el lado nocturno del satélite.
Los sultanes de los gases incandescentes no son la única tarjeta de visita de la luna de Júpiter. Incluso en presencia de una atmósfera muy enrarecida, se pueden observar auroras en la región ecuatorial sobre la superficie de un cuerpo celeste. Estos fenómenos atmosféricos están asociados con el impacto de la radiación cósmica en las partículas cargadas que ingresan a la atmósfera superior durante la erupción de los volcanes de Io.
Exploración de satélites de Io
Un estudio detallado de los planetas de los gigantes gaseosos y sus sistemas comenzó en 1973-74 con las misiones de las sondas espaciales robóticas Pioneer-10 y Pioneer-11. Estas expediciones proporcionaron a los científicos las primeras imágenes del satélite Io, a partir de las cuales ya se han realizado cálculos más precisos del tamaño del cuerpo celeste y sus parámetros astrofísicos. Siguiendo a los Pioneros, dos sondas espaciales estadounidenses, la Voyager 1 y la Voyager 2, fueron a Júpiter. La segunda nave espacial logró acercarse lo más posible a Io a una distancia de 20.000 km y tomar mejores fotografías a corta distancia. Gracias al trabajo de las Voyager, astrónomos y astrofísicos recibieron información sobre la presencia de actividad volcánica activa en este satélite.
La misión de las primeras sondas espaciales para estudiar el espacio alrededor de Júpiter fue continuada por la nave espacial Galileo de la NASA, lanzada en 1989. Después de 6 años, la nave llegó a Júpiter, convirtiéndose en su satélite artificial. Paralelamente al estudio del planeta gigante, la sonda automática Galileo fue capaz de transmitir datos sobre la superficie del satélite Io a la Tierra. Durante los vuelos orbitales de la sonda espacial, llegó a los laboratorios de la Tierra información valiosa sobre la estructura del satélite y datos sobre su estructura interna.
Después de un breve descanso en 2000, la sonda espacial Cassini-Huygens de la NASA y la ESA tomó el relevo en el estudio del satélite más singular del sistema solar. El aparato se dedicó al estudio y reconocimiento de Io durante su largo viaje a Titán, el satélite de Saturno. Los datos más recientes sobre el satélite provienen de la sonda espacial New Horizons de última generación que voló cerca de Io en febrero de 2007 en ruta al Cinturón de Kuiper. Una nueva parte de las imágenes fue presentada a los científicos por observatorios terrestres y el Telescopio Espacial Hubble.
La nave espacial Juno de la NASA se encuentra actualmente en órbita alrededor de Júpiter. Además de explorar Júpiter, su espectrómetro infrarrojo continúa estudiando la actividad volcánica de la luna de Io. Los datos transmitidos a la Tierra permiten a los científicos monitorear los volcanes activos en la superficie de este fascinante cuerpo celeste.
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Io es probablemente la más famosa de todas las lunas de Júpiter. Es el satélite más cercano a la superficie del planeta. La diferencia entre Io y otros satélites es la violenta actividad volcánica en la superficie del satélite. poseedor del récord de actividad volcánica en el sistema solar, más de una docena de volcanes pueden entrar en erupción en su superficie al mismo tiempo. Durante la observación por nave espacial, muchos volcanes detienen su actividad volcánica, mientras que otros, por el contrario, comienzan a hacer erupciones intensas.
La historia del descubrimiento del satélite Io.
El satélite Io fue descubierto en 1610 por el famoso astrónomo Galileo Galilei. Curiosamente, Galileo descubrió este satélite con la ayuda de un telescopio que él mismo diseñó, que podía observar cuerpos cósmicos tan pequeños y distantes.
Simon Marius también afirmó el hecho de que el satélite fue descubierto por él, mientras observaba los satélites de Júpiter un año antes de su descubrimiento oficial en 1909, pero Simon no logró publicar los datos sobre su descubrimiento a tiempo.
El nombre de este satélite "Io" fue propuesto por nada menos que Simon Marius, pero este nombre no se utilizó durante mucho tiempo. Galileo nombró números de serie a las cuatro lunas de Júpiter descubiertas por él e Io recibió su merecido primer número. Pero esto no fue del todo conveniente, y más tarde el primer satélite de Saturno comenzó a llamarse Io.
Debido a su gran actividad volcánica, la superficie de Io cambia constantemente. Los relieves del satélite cambian mucho cada año. Io debe esta actividad volcánica al planeta Júpiter. La fuerza de gravedad de este gigante es simplemente increíble y el planeta hace que el magma dentro del satélite se mueva constantemente y haga erupción en la superficie de Io. Debido a la enorme gravedad de Júpiter, los volcanes de Io expulsan magma hasta a 300 km de distancia. desde la superficie a una velocidad de 1 km / seg.
Io es diferente a otras lunas de los gigantes gaseosos, que contienen principalmente hielo y amoníaco. Io se parece más a planetas terrestres que contiene minerales y rocas en la superficie. Io tiene un núcleo de hierro líquido, que crea su propio campo magnético para el satélite. El radio del satélite no supera los 1000 kilómetros. En la superficie del satélite, además de los volcanes en erupción, también hay formaciones rocosas inactivas, largos ríos de magma fundido y lagos de azufre líquido.
El planeta Júpiter tiene una cantidad bastante grande de satélites: tiene 67 de ellos, los más grandes de los cuales son Io, Europa, Ganímedes y Calisto. Además, Júpiter tiene los llamados anillos, que rodean al planeta en una dirección perpendicular al ecuador, a una distancia de 55 mil km de la atmósfera. El diámetro de los anillos es de 250 mil km.
Si la existencia de anillos alrededor de Saturno se conocía desde 1655, entonces los anillos de Júpiter fueron descubiertos en marzo de 1979 durante el estudio del planeta por la nave espacial Voyager 1 y luego la Voyager 2. Fueron encontrados en las fotografías obtenidas de estos dispositivos. Los anillos de Júpiter son delgados y se encuentran a 55.000 km de las nubes sobre la superficie del planeta. Los anillos se componen principalmente de hielo y pequeños objetos rocosos. Los anillos de Júpiter son prácticamente invisibles debido a la muy poca reflexión de la luz solar. El sistema de anillos consta de 3 componentes: el primer anillo brillante y circular, luego el adelgazamiento en los bordes; este es el segundo componente y el tercer componente es un halo ancho que rodea por encima y por debajo del plano de los otros dos anillos.
Júpiter, más que otro planeta del Sistema Solar, tiene 67 satélites descubiertos, algunos permanecen en duda o se consideran perdidos, como el S / 2000 J 11 descubierto en 2011, pero perdido de vista. los satélites más grandes fueron descubiertos en 1610 por Galileo Galilei, estos son Io, Ganímedes, Europa y Calisto. Estas son algunas de sus características:
Grandes lunas de Júpiter
El satélite Io (radio 1815 km.) Se caracteriza por la ubicación más cercana a Júpiter, ya que se encuentra a una distancia de 422 mil km. El período de su circulación es de 42,5 horas, que es menos que el mes lunar en duración. El satélite de Io tiene un paisaje montañoso de extraordinaria belleza, donde los volcanes hacen estragos, arrojando arroyos de lava incandescente. Una de esas erupciones fue registrada por la nave espacial Galileo, que estaba estudiando el satélite.
Ganímedes es el satélite más grande de todos los planetas del sistema solar: 2631 km de radio. Su diámetro es quizás menor que el diámetro del satélite de Titán en Saturno y Tritón en Neptuno. La superficie de Ganímedes está cubierta de hielo de más de 100 kilómetros de espesor. Los científicos sugieren la presencia de agua con barro debajo de una gruesa capa de hielo.
Europa es el satélite más joven de Júpiter: solo tiene 100 millones de años y su radio es de 1569 km. Exteriormente, en las imágenes obtenidas del vehículo interplanetario Galileo, el satélite parece una bola de billar, está cubierto con una gruesa capa de hielo y las fallas, grietas como icebergs permiten a los científicos suponer que existe un misterioso océano submarino bajo el hielo.
Y finalmente, Calisto, que se encuentra a la distancia más lejana de Júpiter: 1,88 millones de kilómetros. y tiene un radio de 2,4 mil km. Este es el más antiguo del sistema solar, porque sus numerosos cráteres, así como el paisaje inmutable de la superficie durante los últimos mil millones de años, sugieren que es el objeto más antiguo de todo el sistema solar.
Estructura y superficie
En cuanto a la estructura y superficie de los satélites, hoy se conoce lo siguiente:
- El satélite Io, o más bien su superficie, está surcado por corrientes extendidas de emisiones volcánicas y también se calienta con bastante fuerza durante las erupciones volcánicas.
- Europa está cubierta por una capa de hielo, que en algunos lugares tiene serias astillas, en las que se pueden observar bloques de hielo individuales. Este hecho sugiere que debajo del hielo hay un océano líquido con una temperatura relativamente más alta.
- El satélite Ganímedes es muy similar a la Luna, y en su superficie se puede observar una cuadrícula de líneas irregulares que se cruzan. En su superficie hay muchos cráteres rodeados de suaves zonas de relieve.
- Calisto, como el satélite Europa, está cubierta por una capa de hielo, así como por muchos cráteres y anomalías en forma de anillo.
Datos interesantes y el estudio de los satélites del planeta.
- El satélite Ganímedes tiene un diámetro significativo que supera el diámetro de Mercurio.
- Los científicos han confirmado el hecho de que existe un océano global bajo la superficie de Europa, y en relación con otro satélite, Io, se sabe que los volcanes más poderosos operan en su superficie, y su lava es una masa sulfurosa de basalto.
- Calisto es considerado el cuerpo con más cráteres, sin embargo, dado que su superficie es bastante antigua, unos 4 mil millones de años, su actividad, desde un punto de vista geológico, es extremadamente baja.
Órbita = 422.000 km de Júpiter
Diámetro = 3630 km
Peso = 8,93 * 1022 kg
Io es la tercera luna más grande y más cercana a Júpiter. Io es un poco más grande que la luna de la Tierra. Io fue el primer amante de Zeus (Júpiter), a quien convirtió en vaca para intentar esconderse de la celosa Hera. Io fue descubierto por Galileo y Marius en 1610.
A diferencia de la mayoría de los satélites del sistema solar exterior, Io y Europa son similares en composición a los planetas terrestres, principalmente en presencia de rocas de silicato. Datos recientes del satélite Galileo muestran que Io tiene un núcleo de hierro (posiblemente una mezcla de hierro y sulfuro de hierro) con un radio de al menos 900 km.
La superficie de Io es radicalmente diferente de la superficie de cualquier otro cuerpo del sistema solar. Este fue un descubrimiento completamente inesperado realizado por científicos que utilizaron la nave Voyager. Esperaban ver una superficie cubierta de cráteres, como otros cuerpos sólidos, y estimar la edad de la superficie de Io a partir de ellos. Pero se han encontrado muy pocos cráteres en Io, por lo que su superficie es muy joven.
En lugar de cráteres, la Voyager 1 descubrió cientos de volcanes. ¡Algunos de ellos están activos! Las fotografías de las erupciones con antorchas a una altura de 300 km fueron transmitidas a la Tierra por la Voyager y Galileo. Esta fue la primera prueba real de que los núcleos de otros cuerpos del grupo terrestre también están calientes y activos. El material que sale de los volcanes de Io es alguna forma de azufre o dióxido de azufre. Las erupciones volcánicas están cambiando rápidamente. Solo en los cuatro meses que transcurrieron entre los vuelos de la Voyager 1 y la Voyager 2, algunos de los volcanes dejaron de operar, pero aparecieron otros.
Imágenes recientes del Telescopio Infrarrojo de la NASA en Mauna Kea en Hawai muestran una erupción nueva y muy grande. Las imágenes de Galileo también muestran muchos cambios desde el vuelo de la Voyager. Estas observaciones confirman que la superficie de Io es de hecho muy activa.
Los paisajes de Io son sorprendentemente variados: trincheras de hasta varios kilómetros de profundidad, lagos de azufre fundido (abajo a la derecha), montañas que no son volcanes, arroyos de algún tipo de fluido viscoso (¿algún tipo de azufre?) Que se extienden por cientos de kilómetros, y volcánicos. ventilaciones. El azufre y las mezclas que contienen azufre dan la amplia gama de colores que se ven en las imágenes de Io.
Un análisis de las imágenes de la Voyager llevó a los científicos a especular que los flujos de lava en la superficie de Io están compuestos principalmente de azufre fundido con varias impurezas. Sin embargo, los estudios de infrarrojos terrestres consistentes indican que están demasiado calientes para ser azufre líquido. Una idea al respecto es que la lava de Io es roca de silicato fundido. Observaciones recientes indican que esta sustancia puede contener sodio.
Algunos de los puntos más calientes de Io alcanzan temperaturas de 1500 K, aunque la temperatura media es mucho más baja, alrededor de 130 K.
Io probablemente obtiene el poder de toda esta actividad de las interacciones de las mareas con Europa, Ganímedes y Júpiter. Aunque Io, al igual que la luna, siempre se enfrenta al mismo lado de Júpiter, la influencia de Europa y Ganímedes provoca ligeras fluctuaciones. Estas vibraciones estiran y flexionan la superficie de Io hasta 100 metros y generan calor, lo que hace que la superficie se caliente.
Io cruza las líneas del campo magnético de Júpiter, generando una corriente eléctrica. Aunque es pequeña en comparación con el calentamiento de las mareas, esta corriente puede transportar más de 1 billón de vatios. Datos recientes de Galileo indican que Io puede tener su propio campo magnético, como Ganímedes. Io tiene una atmósfera muy fina de dióxido de azufre y posiblemente algunos otros gases. A diferencia de otras lunas de Júpiter, Io tiene muy poca o nada de agua.
Según los últimos datos de la nave espacial Galileo, los volcanes de Io son muy calientes y contienen ingredientes desconocidos. El espectrómetro de infrarrojo cercano de Galileo ha detectado temperaturas extremadamente altas dentro de los volcanes. Resultaron ser mucho más altos de lo que se pensaba. El espectrómetro puede detectar el calor del volcán e indicar la ubicación de varios materiales en la superficie de Io.
Dentro del volcán Pele, llamado así por la mitológica diosa polinesia del fuego, la temperatura es mucho más alta que la temperatura dentro de cualquiera de los volcanes de la Tierra: es de aproximadamente 1500 ° C.Es posible que hace miles de millones de años, los volcanes de la Tierra fueran igual de caliente. Ahora los científicos están interesados en la siguiente pregunta: ¿todos los volcanes en Io están haciendo erupción con esa lava caliente, o la mayoría de los volcanes son como volcanes basálticos en la Tierra, que expulsan lava con temperaturas más bajas, alrededor de 1200 ° C?
Incluso antes de que Galileo volara cerca de Io a finales de 1999 y principios de 2000, se sabía que Io tenía dos volcanes grandes con temperaturas muy altas. Ahora Galileo ha descubierto que hay más regiones de alta temperatura en Io de las que han mostrado las observaciones distantes. Esto significaba que Io podría tener volcanes mucho más pequeños con lava muy caliente.
Uno de los volcanes más activos de Io es Prometheus. Sus emisiones de gas y polvo fueron registradas antes por la nave espacial Voyager y ahora por Galileo. El volcán está rodeado por un anillo de dióxido de azufre brillante.
Como ya se mencionó, el espectrómetro a bordo de Galileo puede reconocer varias sustancias determinando su capacidad para absorber o reflejar la luz. Así, se descubrió un material hasta ahora desconocido. Según los científicos, podría ser un mineral que contenga hierro, como la pirita, que está presente en la lava de silicato. Pero investigaciones posteriores mostraron que, muy probablemente, esta sustancia no sube a la superficie con lava, sino que es arrojada por antorchas volcánicas. Es posible que la identificación de este misterioso compuesto requiera experimentación de laboratorio utilizando datos de observación de la nave espacial.
Io tiene un núcleo de metal sólido rodeado por un manto rocoso como la Tierra. Pero bajo la influencia de la gravedad de la Luna, la forma de la Tierra se distorsiona débilmente. Pero la forma de Io bajo la influencia de Júpiter está mucho más distorsionada. De hecho, Io tiene una forma constantemente ovalada debido a la rotación de Júpiter y la influencia de las mareas. Galileo midió la gravedad polar de Io cuando voló a su alrededor en mayo de 1999. Con un campo gravitacional conocido, se puede determinar la estructura interna de Io. La relación entre la gravedad polar y ecuatorial muestra que Io tiene un gran núcleo metálico, principalmente hierro. El núcleo metálico de la Tierra genera un campo magnético. Aún no se sabe si el núcleo metálico de Io genera su núcleo magnético.
Partes del material sobre satélites, solo había tres de ellos: la Luna cerca de la Tierra y dos satélites de Marte. Hoy hablamos de satélites de un solo planeta, pero la cantidad de satélites en un planeta es simplemente increíble.
Júpiter ocupa un lugar especial en el sistema solar, porque es casi dos veces y media más grande que todos los planetas juntos. Júpiter es tan masivo que su centro de masa común con el Sol se encuentra sobre la superficie del Sol.
El centro de masa común de Júpiter con el Sol está indicado por un punto
Júpiter tiene una radiación muy poderosa, en el sistema solar el nivel es más alto solo en el sol. En comparación con otros planetas, una gran cantidad de satélites giran a su alrededor.
A través de observaciones terrestres del sistema de Júpiter, se conocían trece satélites a fines de la década de 1970. En 1979, mientras volaba más allá de Júpiter, la nave espacial Voyager 1 descubrió tres satélites más. Más tarde, con la ayuda de telescopios terrestres de nueva generación, se descubrieron 51 satélites más de Júpiter.
La gran mayoría de los satélites tienen entre 2 y 4 kilómetros de diámetro. Los científicos asumen que Júpiter tiene al menos un centenar de satélites, pero, como ya se mencionó, hasta la fecha se han registrado 67 y se han estudiado bien 63.
Las lunas de Júpiter se dividen en tres grupos: galileos, internos y externos. Empecemos por los galileos.
Satélites galileanos
Las cuatro lunas más grandes, Io, Europa, Ganímedes y Calisto, fueron descubiertas por Galileo Galilei en 1610 y, por lo tanto, ahora se llaman "galileas". Estas lunas se formaron a partir del gas y el polvo que rodearon a Júpiter después de su formación.
Lunas galileanas de Júpiter. De izquierda a derecha, en orden de distancia desde Júpiter: Io, Europa, Ganímedes, Calisto
Comparación de tamaño. En la fila superior, de izquierda a derecha, en orden de distancia desde Júpiter: Io, Europa, Ganímedes, Calisto. Debajo de la tierra y la luna
Y sobre
Io, la quinta luna de Júpiter, es el cuerpo más volcánico activo del sistema solar. Su edad es de cuatro mil quinientos millones de años; Júpiter tiene aproximadamente la misma edad. El satélite siempre está volteado hacia su planeta con un lado. La distancia desde la superficie de Júpiter a Ío es de 350.000 kilómetros. Su diámetro es de 3642 kilómetros, un poco más que el de la Luna (3474 kilómetros). Es el cuarto satélite más grande del sistema solar.
La actividad volcánica en los satélites es un fenómeno extremadamente raro en el sistema solar e Io en nuestro sistema es el favorito indudable para este indicador. Es uno de los cuatro cuerpos cósmicos conocidos actualmente en el sistema solar, sobre el que tienen lugar procesos de actividad volcánica. Además de él: Tierra, Tritón (satélite de Neptuno) y Encelado (satélite de Saturno). Venus (región Beta) también es "sospechoso" de vulcanismo, pero aún no se han visto volcanes activos en él.
Las erupciones en Io son gigantescas y pueden verse claramente desde el espacio. Los volcanes arrojan azufre a una altura de trescientos kilómetros. En la superficie del satélite, muchos flujos de lava y más de cien calderas son claramente visibles, pero no hay cráteres de impacto; toda la superficie está cubierta de gris en varias formas de colores. La atmósfera de Io contiene principalmente dióxido de azufre debido a su alta actividad volcánica.
Animación de la erupción en Pater Tvashtar, compuesta por cinco imágenes tomadas por la nave espacial New Horizons en 2007
Debido a su proximidad a Júpiter, las enormes fuerzas gravitacionales del planeta actúan sobre el satélite, lo que provoca fuerzas de marea que crean una tremenda fricción dentro del satélite, por lo que tanto el interior de Io como su superficie se están calentando. Las fuerzas gravitacionales del planeta tiran y deforman constantemente el satélite. Algunas partes del satélite se calientan a trescientos grados Celsius; también en Io, se han descubierto doce volcanes que arrojan magma a una altura de hasta trescientos kilómetros.
Erupción de Pele en Io, capturada por la Voyager 2
Además de Júpiter, Io se ve afectado por las fuerzas gravitacionales de otros satélites: Ganímedes y Europa. La principal influencia la ejerce el satélite Europa, proporcionando su calentamiento adicional. A diferencia de los volcanes terrestres, que tienen un largo tiempo de "sueño" y un período relativamente corto de erupciones, los volcanes de un satélite caliente siempre están activos. El magma fundido que fluye constantemente forma ríos y lagos. El lago fundido más grande tiene veinte kilómetros de diámetro y contiene una isla de azufre congelado.
El movimiento de Io a través de la magnetosfera de Júpiter genera una poderosa electricidad que provoca violentas tormentas eléctricas en la parte superior de la atmósfera de Júpiter. Pero no solo Júpiter es malo por su interacción: sus poderosos cinturones magnéticos toman 1000 kilogramos de sustancias de Io cada segundo. Esto mejora aún más la magnetosfera de Júpiter, duplicando efectivamente su tamaño.
Europa
Europa es el sexto satélite en términos de distancia de Júpiter. Su superficie está cubierta con una capa de hielo, los científicos creen que hay un océano líquido debajo de ella. Europa tiene unos cuatro mil quinientos millones de años, aproximadamente la misma edad que Júpiter.
Dado que la superficie del satélite es joven (alrededor de cien millones de años), casi no hay cráteres de meteoritos, que aparecieron en grandes cantidades hace 4.500 millones de años. Los científicos han encontrado solo cinco cráteres en la superficie de Europa, su diámetro es de 10 a 30 kilómetros.
La distancia orbital de Europa a Júpiter es de 670,900 kilómetros. El satélite está todo el tiempo girado hacia el planeta con un lado, su diámetro es de 3100 kilómetros, por lo tanto, Europa es más pequeña que la Luna, pero más grande que Plutón. La temperatura de la superficie de Europa en el ecuador nunca sube por encima de menos 160 grados Celsius, y en los polos por encima de menos 220 grados Celsius.
Dos modelos de la estructura de Europa
Los científicos especulan que hay un océano profundo debajo de la superficie de la luna y que se pueden encontrar formas de vida en ese océano. Pueden existir gracias a fuentes termales cerca de volcanes subterráneos, al igual que en la Tierra. La cantidad de agua en Europa es el doble que en nuestro planeta.
Fluctuaciones en la forma de Europa, asociadas con las mareas, que la obligan a estirarse y luego a redondearse
La superficie del satélite está cubierta de grietas. Muchos creen que esto es causado por las fuerzas de las mareas en el océano debajo de la superficie. Es posible que el agua debajo del hielo suba más de lo habitual cuando la luna se acerca a Júpiter. Y si es así, la constante subida y bajada del nivel del agua ha provocado muchas grietas observadas en la superficie. Muchos científicos creen que el océano debajo de la superficie a veces se rompe a través de grietas (como la lava de un volcán) y luego se congela. Los icebergs observados en la superficie del satélite de Europa pueden ser una prueba de esta teoría.
Europa es uno de los cuerpos más suaves del sistema solar; no tiene alturas de más de cien metros. La atmósfera del satélite está enrarecida y se compone principalmente de oxígeno molecular. Este fue probablemente el resultado de la descomposición del hielo en hidrógeno y oxígeno bajo la influencia de la radiación solar y otras radiaciones fuertes. El hidrógeno molecular se evapora rápidamente de la superficie del satélite, ya que es lo suficientemente ligero y la fuerza gravitacional de Europa es débil.
Ganimedes
Ganímedes es el satélite más grande del sistema solar. Su diámetro es de 5268 kilómetros, un 2% más que el de Titán (el segundo satélite más grande del sistema solar) y un 8% más que el de Mercurio. Si orbita alrededor del Sol en lugar de Júpiter, se clasificaría como un planeta. La distancia de Ganímedes a la superficie de Júpiter es de aproximadamente 1.070.000 kilómetros. Es el único satélite del sistema solar con su propia magnetosfera.
La superficie de Ganímedes se divide en dos grupos. La primera es una extraña franja de hielo generada por procesos geológicos activos hace tres mil quinientos millones de años, que ocupa el 60% de la superficie. El segundo grupo (el 40% restante de la superficie, respectivamente) es una antigua y gruesa capa de hielo cubierta con numerosos cráteres.
Posible estructura interna de Ganimedes
El calor que proviene del núcleo y el manto de silicato permite que exista el océano subterráneo. Se cree que se encuentra a doscientos kilómetros por debajo de la superficie, a diferencia de Europa, que tiene un gran océano más cerca de la superficie.
La atmósfera del satélite es delgada y está compuesta de oxígeno, similar a la que se encuentra en Europa. Los cráteres de Ganímedes apenas se elevan y son muy planos en comparación con los de otras lunas. No tienen una depresión central característica de los cráteres de la Luna. Es probable que esto se deba al movimiento lento y gradual de la superficie del hielo blando.
Calisto
Callisto es el tercer satélite más grande del sistema solar. Su diámetro es de 4820 km, que es aproximadamente el 99% del diámetro de Mercurio, y su masa es solo un tercio de la masa de este planeta. Calisto tiene unos 4.500 millones de años, aproximadamente la misma edad que Ganímedes, Europa, Ío y el propio Júpiter. El satélite se encuentra a una distancia de casi 1,9 millones de kilómetros (1.882.700 km) del planeta. Debido a su gran distancia del planeta, se encuentra fuera del rígido campo de radiación del gigante gaseoso.
Calisto
Calisto tiene una de las superficies más antiguas del sistema solar, aproximadamente cuatro mil millones de años. Todo está cubierto de cráteres, y cada nuevo impacto del meteorito caerá ciertamente en el cráter ya formado. La antigua superficie ha sobrevivido hasta el día de hoy debido a la ausencia de actividad tectónica violenta y al calentamiento de la superficie del satélite desde su formación.
Muchos científicos creen que Calisto está cubierta con una enorme capa de hielo, debajo de la cual se encuentra el océano, y el centro de Calisto contiene rocas y hierro. La atmósfera de Calisto es delgada y está formada por dióxido de carbono.
Uno de los lugares más notables de Callisto es el cráter Valhalla. El cráter consiste en una región central brillante con un diámetro de 360 km, a su alrededor hay crestas en forma de anillos concéntricos con un radio de hasta 1900 kilómetros: divergen de él como los anillos de una piedra arrojada al agua. En general, el diámetro de Valhalla es de unos 3800 kilómetros. Esta es el área más grande formada alrededor de un cráter de impacto en todo el sistema solar. El cráter en sí solo ocupa el decimotercer lugar en tamaño del sistema solar. Tal estructura surgió debido a la colisión de un satélite con un asteroide relativamente grande de 10 a 20 kilómetros de tamaño.
Valhalla - la piscina de impacto en el satélite Callisto
Dado que Calisto está fuera del campo de radiación dura de Júpiter, se considera un objeto prioritario (después de la Luna y Marte) para la construcción de una base espacial. El agua se puede extraer del hielo del satélite y de su superficie para realizar investigaciones en otro satélite de Júpiter: Europa. El vuelo a Callisto puede durar entre dos y cinco años. Se supone que la primera misión tripulada a este satélite no se realizará antes de 2040, y posiblemente incluso más tarde.
Modelo de la estructura interna de Callisto. Se muestra: corteza de hielo, un posible océano de agua y un núcleo de rocas y hielo.
Lunas interiores de Júpiter
¿Por qué son internos? El caso es que las órbitas de estos satélites están ubicadas muy cerca de Júpiter y todos están dentro de la órbita de Io, el satélite galileano más cercano al planeta. Solo hay cuatro de ellos: Metis, Amalthea, Adrastea y Thebes.
El lado principal de Amaltea (Júpiter a la derecha, norte desde arriba). El cráter Pan es visible en el borde superior derecho, Gaia (con pendientes brillantes) en el inferior. Fotografía en color de la Voyager 1 (1979)
Amaltea, modelo 3D
Estas lunas, así como una serie de pequeñas lunas interiores aún invisibles, complementan y apoyan el tenue sistema de anillos de Júpiter. Metis y Adrastea ayudan a sostener el anillo principal de Júpiter, mientras que Amaltea y Thebes sostienen sus propios anillos exteriores débiles.
De los satélites del grupo interno, Amaltea es el de mayor interés. La superficie de este satélite tiene un color rojo oscuro, que no tiene análogos en el sistema solar. Los científicos asumen que se compone principalmente de hielo con inclusiones de minerales y sustancias que contienen azufre, pero esta hipótesis no explica el color del satélite. Lo más probable es que Júpiter haya capturado el satélite desde el exterior, como lo hace habitualmente con los cometas.
Lunas exteriores de Júpiter
El grupo exterior está formado por pequeños satélites, cuyo diámetro oscila entre uno y ciento setenta kilómetros. Se mueven a lo largo de órbitas alargadas y fuertemente inclinadas hacia el ecuador de Júpiter. Actualmente hay 59 satélites en la constelación exterior. Los satélites que se encuentran cerca del planeta se mueven en sus órbitas en la dirección de rotación de Júpiter, y la mayoría de los satélites distantes se mueven en la dirección opuesta.
Órbitas de las lunas de Júpiter
Algunos satélites pequeños se mueven en casi las mismas órbitas, se cree que todos estos son los remanentes de satélites más grandes, los cuales fueron destruidos por la fuerza de gravedad de Júpiter. Todos los satélites externos, que fueron observados por naves espaciales que volaban, se asemejan exteriormente a rocas sin forma. Lo más probable es que algunos de ellos volaran libremente en el espacio hasta que fueron capturados por el campo gravitacional de Júpiter.
Anillos de Júpiter
Además de los satélites, Júpiter tiene un sistema de anillos. Sí, Júpiter también tiene anillos. Además, los cuatro gigantes gaseosos de nuestro sistema solar los tienen. Pero a diferencia de Saturno, que tiene anillos de hielo brillantes, los anillos de Júpiter tienen una estructura ligeramente polvorienta. Es por eso que los anillos de Saturno fueron descubiertos en 1610 por Galileo, y los débiles anillos de Júpiter solo en la década de 1970, cuando la nave espacial visitó por primera vez el sistema de Júpiter.
Imagen de Galileo del anillo principal con luz dispersa hacia adelante
El sistema de anillos de Júpiter consta de cuatro componentes principales: un "halo", un toro grueso de partículas, un "anillo principal" relativamente brillante y muy delgado, y dos anillos exteriores anchos y débiles conocidos como "anillos de araña".
El "anillo principal" y el halo consisten principalmente en polvo de Metis, Adrastea y posiblemente varios otros satélites. El halo tiene la forma de una rosquilla, su ancho es de unos veinte a cuarenta mil kilómetros, aunque la mayor parte de su material se encuentra a unos pocos cientos de kilómetros del plano del anillo. Se cree que su forma está relacionada con las fuerzas electromagnéticas dentro de la magnetosfera de Júpiter que actúan sobre las partículas de polvo del anillo.
"Anillos de telaraña": anillos delgados y transparentes como una telaraña, nombrados por el material de los satélites que los forman: Amaltea y Tebas. Los bordes exteriores del Anillo Principal delinean los satélites Adrasteus y Metis.
Anillos de Júpiter y lunas interiores
Nos despedimos de Júpiter y sus satélites y continuamos nuestro viaje más lejos. En el próximo artículo, desmontaremos las lunas y anillos de Saturno.
