Io (Júpiter I) és el més interior dels quatresatèl·lits galileans delplaneta Júpiter. És el tercer satèl·lit més gros del planeta i el quart de tot elsistema solar, el que té la major densitat i és l'objecte més sec conegut del sistema. Fou descobert el 1610 i batejat en honor de la nimfa mitològicaIo, una sacerdotessa d'Hera que es convertí en una de les amants deZeus.
Els seus més de 400volcans actius fan de Io l'objecte amb major activitat volcànica del sistema solar.[3][4] Aquesta activitat geològica extrema es deu a l'escalfament de marea que causa la fricció generada a l'interior d'Io, estirat entre Júpiter i els altres satèl·lits galileans (Europa,Ganimedes iCal·listo). Alguns volcans produeixen columnes eruptives desofre idiòxid de sofre que arriben fins a 500 km per sobre la superfície. La superfície d'Io també està dotada amb un centenar llarg de muntanyes formades per la forta compressió a la base de la seva escorça de silici; alguns d'aquests cims són més elevats que elMont Everest terrestre.[5] A diferència de la majoria de satèl·lits del sistema solar exterior, que estan majoritàriament composts per gel, Io està format principalment per roca de silicat, que envolta un nucli de ferro fos o sulfur de ferro. La major part de la superfície d'Io està composta per planures extenses recobertes de sofre i diòxid de sofre solidificat.
El vulcanisme d'Io és responsable de molts dels seus trets únics. Les seves columnes eruptives i rius de lava produeixen canvis susceptibles a la superfície i acoloreixen la superfície en diversos tons subtils de groc, vermell, blanc, negre i verd,[6] generalment per mor delsal·lòtrops i composts del sofre. Diversos rius de lava extensos, alguns de més de 500 km de longitud, també marquen la superfície. Els materials produïts per aquest vulcanisme generen l'atmosfera prima i irregular d'Io i la vastamagnetosfera de Júpiter. Les ejeccions volcàniques d'Io també produeixen un grantorus de gas al voltant de Júpiter.
És característic les potents corrents elèctriques que hi ha entre aquest satèl·lit i Júpiter. Estan provocades pel camp magnètic del planeta.[6]
Io va tenir un paper important en el desenvolupament de l'astronomia els segles xvii ixviii. Fou descobert el gener de 1610 perGalileo Galilei, juntament amb els altres satèl·lits galileans. Aquesta descoberta propicià l'adopció delmodel copernicà del sistema solar, el desenvolupament de leslleis de Kepler i la primera mesura de lavelocitat de la llum. Des de la Terra, Io era un simple punt de llum fins al pas del segle xix alxx, quan esdevengué possible observar amb resolució els trets de la seva superfície, per exemple la regió polar vermell fosc i la regió equatorial brillant. El 1979, les dues sondesVoyager revelaren que Io era un món geològicament actiu amb nombrosos aspectes volcànics, grans muntanyes i una superfície jove sense cràters obvis. La sondaGalileo sobrevolà Io de prop diverses vegades durant els anys 90 i a principis de mil·lenni i obtingué dades sobre l'estructura interna del satèl·lit i sobre la composició de la seva superfície. Aquestes sondes també mostraren la relació entre Io i la magnetosfera de Júpiter i l'existència d'un cinturó radioactiu d'alta energia centrat a l'òrbita d'Io. Io rep aproximadament 36sieverts (3.600rem) deradiació ionitzant diàriament.[7]
Rep el seu nom d'un personatge de lamitologia grega,Io, una de les moltes donzelles de quèZeus es va encapritxar (en lamitologia romana, Zeus està identificat ambJúpiter). Aquest nom va ser suggerit per l'astrònomSimon Marius poc després del seu descobriment, però no va ser utilitzat fins a mitjan segle xx. Fins llavors, se'l coneixia per la formanumeral romanaJúpiter I o simplement «primer satèl·lit de Júpiter», ja que fins al1892 va ser el satèl·lit més interior conegut de Júpiter (actualment, se'n coneixen quatre satèl·lits:Metis,Adrastea,Amaltea iTebe, amb òrbites més pròximes a Júpiter).
Io va ser descoberta per Galileu el 7 de gener de 1610, data en què va trobar al costat de Júpiter «tres estrelles fixes, totalment invisibles per la seva mida petita», segons va anotar al seu diari. A la nit següent va descobrir una quarta estrella, i en nits posteriors va comprovar que orbitaven al voltant del planeta, per la qual cosa va deduir que eren satèl·lits. Es tractava d'Io,Europa,Ganímedes iCal·listo. Galileu va anomenar inicialment a aquestes llunes «astres mediceus», en honor al seu mecenes,Cosme II de Mèdici, però la proposta no va agradar a altres astrònoms, que van buscar alternatives; així, l'alemany Simon Marius, que assegurava haver descobert també les llunes fins i tot abans que Galileu, va proposar noms basats en la mitologia grega, que són els coneguts avui dia. Galileu va contraatacar proposant que es cridessin Júpiter I, II, III i IV, noms que van ser usats fins a principis delsegle xx, en què es van recuperar els noms proposats per Marius. Les quatre llunes de Júpiter són també conegudes com a «satèl·lits galileans».[8]
La major part de la superfície és de colors pastel, puntejada per pics negres, marrons, verds, taronges i vermells al voltant de les zones amb activitat volcànica
A diferència de la major part dels satèl·lits naturals delsistema solar, Io podria tenir una composició química semblant a la delsplanetes terrestres, principalment compostos de roques de silicats. Dades recents provinents de lamissió Galileu indiquen que Io pot tenir un nucli deferro amb un radi entorn dels 900 km.
Quan la sondaVoyager 1 va enviar les primeres imatges pròximes d'Io el1979, els científics esperaven trobar-hi nombrososcràters la densitat dels quals proporcionaria dades sobre l'edat del satèl·lit. Contràriament a les expectatives, Io no tenia pràcticament cràters. Io té una activitat volcànica tan intensa que la seva superfície ha esborrat per complet els senyals de cràters d'impactes passats.
A més dels volcans, la superfície inclou la presència de muntanyes no volcàniques, llacs desofre fos,calderes de diversos quilòmetres de profunditat i fluxos extensos de diversos centenars de quilòmetres de llarg de material fluid molt poc viscós (possiblement, algun tipus de compost de sofre fos i silicats). El sofre i els seus compostos adquireixen una gran varietat de colors, responsables de l'aparença superficial del satèl·lit. Estudis eninfraroig des de la superfícieterrestre mostren que algunes de les regions més calentes del satèl·lit, cobertes per fluxos de lava, aconsegueixen temperatures de fins a 2.000 K (encara que les temperatures mitjanes són molt més fredes, pròximes als 130 K). Io podria tenir una fina atmosfera composta dediòxid de sofre i alguns altres gasos. A diferència dels altres satèl·lits galileans, Io gairebé no té aigua. Açò és probablement pel fet que, en la formació dels satèl·lits galileans, Júpiter estava tan calent que no va permetre condensar-se els elements més volàtils en la regió pròxima al planeta en què es va formar Io. Això no obstant, els volàtils esmentats sí que van poder condensar-se més lluny i van donar lloc als altres satèl·lits rics en gels.
Io és una mica més gran que laLluna de la Terra. Té unradi mitjà de 1.821,3 km (un 5% més gran que el de la Lluna) i una massa de 8.9319×1022 kg (aproximadament un 21% més gran que la de la Lluna). Té una forma lleugera d'el·lipsoide, amb el seu eix més llarg dirigit cap a Júpiter. Entre elssatèl·lits galileans, tant en massa com en volum, Io se situa per darrere deGanimedes iCal·listo però per davant d'Europa.[9]
Model de la possible composició interior de Io amb diverses característiques etiquetades.
Compostos principalment persilicatroca iferro, Io i Europa estan més a prop dels planetes terrestres que d'altres satèl·lits del Sistema Solar exterior, que es componen majoritàriament d'una barreja d'aigua gel i silicats. Io té una densitat de3,5275 g/cm3, la més alta de qualsevol lluna regular delSistema Solar; significativament més alt que els altres satèl·lits galileans (en particular Ganimedes i Cal·listo, les densitats dels quals són al voltant de1,9 g/cm3) i una mica més alt (~5,5%) que el de la Lluna3,344 g/cm3 i d'Europa en2,989 g/cm3.[10] Els models basats en les mesures de laVoyager i laGalileo de la massa, el radi i els coeficients gravitatoris quadrupols d'Io (valors numèrics relacionats amb com es distribueix la massa dins d'un objecte) suggereixen que el seu interior es diferencia entre la riquesa en silicats a l'escorça i elmantell i unnucli ric en ferro osulfur de ferro.[11] El nucli metàl·lic d'Io representa aproximadament el 20% de la seva massa.[12] Depenent de la quantitat de sofre del nucli, el nucli té un radi d'entre 350 i 650 km si està compost gairebé íntegrament per ferro, o entre 550 i 900 km per a un nucli format per una barreja de ferro i sofre. Elmagnetòmetre delGalileo no va poder detectar un camp magnètic intern intrínsec a Io, cosa que suggereix que el nucli no estàconvectant.[13]
El modelatge de la composició interior d'Io suggereix que el mantell es compon almenys d'un 75% del mineral ric en magnesi deforsterita, i té una composició a granel similar a la delsmeteorits decondrita L icondrita LL, amb un contingut de ferro més elevat (en comparació amb elsilici) que la Lluna o la Terra, però més baix que Mart.[14][15] Per suportar el flux de calor observat a Io, el 10-20% del mantell d'Io pot estar fos, tot i que les regions on s'ha observat vulcanisme a alta temperatura poden tenir fraccions de fosa més altes.[16] Tanmateix, la reanàlisi de les dades del magnetòmetre delGalileo l'any 2009 va revelar la presència d'un camp magnètic induït a Io, que requeria un oceà de magma a 50 km sota la superfície que evidencia aquest oceà.[17] Es calcula que aquesta capa té un gruix de 50 km i que constitueix al voltant del 10% del mantell d'Io. S'estima que la temperatura a l'oceà de magma arriba als 1.200 °C. No se sap si el percentatge de fusió parcial del 10-20% del mantell d'Io és coherent amb el requisit d'una quantitat significativa de silicats fosos en aquest possible oceà de magma.[18] Lalitosfera d'Io, composta de basalt i sofre dipositat per l'extens vulcanisme d'Io, té almenys 12 km de gruix, i probablement menys de 40 km.[12][19]
Tvashtar Catena, una cadena de cràters volcànics ocatena fotografiada per lasonda Galileu a la superfície d'Io
Io és el cos delsistema solar amb major activitatvolcànica. Elsvolcans d'Io, a diferència dels terrestres, expulsendiòxid de sofre. L'energia necessària per a mantenir esta activitat volcànica prové de la dissipació d'efectes de marea produïts perJúpiter i les altres llunes pròximes,Europa iGanimedes, ja que les tres llunes es troben enressonància orbital. Algunes de les erupcions d'Io emeten material a més de 300 km d'altitud.[6] La baixa gravetat del satèl·lit permet que part d'aquest material siga permanentment expulsat de la lluna i que es distribuesca en un anell de material que cobreix l'òrbita d'Io. Posteriorment, part d'aquest material pot ser ionitzat i resultar atrapat per l'intenscamp magnètic de Júpiter. Les partícules ionitzades de l'anell orbital d'Io són arrossegades per leslínies de camp fins a l'atmosfera superior de Júpiter, on es pot apreciar el seu impacte amb l'atmosfera en longituds d'onaultraviolada que prenen part en la formació de lesaurores jovianes. La posició d'Io respecte a laTerra iJúpiter té també una forta influència en les emissions de ràdio jovianes, que són molt més intenses quan Io és visible.
Durant els següents dos segles i mig després del seu descobriment, Io es va mantenir com un punt de la cinquena magnitud impossible de resoldre amb un telescopi. Tot i això, durant el segle segle xvii els satèl·lits galileans es van emprar per a diversos propòsits com la determinació de la longitud,[20] la validació de la tercera llei de Kepler per al moviment planetari o el mesurament del temps que requereix la llum per creuar l'espai que separa Júpiter de la Terra. A partir de les efemèrides calculades per astrònoms comGiovanni Cassini,Pierre-Simon Laplace va desenvolupar una teoria matemàtica per explicar les òrbites ressonants d'Io,Europa iGanimedes.[21] Aquest ressò és la causa de les diverses característiques geològiques d'aquests tres satèl·lits.
La ubicació d'Io en un dels cinturons de radiació més intensos de Júpiter impedeix un sobrevol prolongat del satèl·lit, però lasonda "Galileo" ho sobrevola ràpidament abans d'orbitar Júpiter dos anys, el 7 de desembre de 1995. Encara que no es pren cap imatge durant aquesta primera aproximació, la trobada dona resultats significatius com el descobriment del seu gran nucli de ferro, similar al trobat als planetes terrestres del sistema solar.[22] Des d'aleshores, altres sondes han realitzat més observacions tals com la sonda Juno que recentment va realitzar el seu sobrevol més proper a Io, passant a tan sols 1500 quilòmetres de la superfície. És el sobrevol més proper d'aquesta lluna des que la sonda Galileo va passar per aquesta lluna el gener de 2002 a 102 quilòmetres, així com des de la Terra a través de telescopis terrestres o el telescopi espacial Hubble.[23]
A causa de la seva grandària en aquest moment ja estimat, es va especular, per exemple, sobre possible vida a la seva superfície durant la primera meitat delsegle xx sent Io sempre un escenari propici per a la ciència-ficció entre altres com "The Mad Moon" (1935) de Stanley G, Weinbaum escrita a la revistaPulp deFantastic Adventures,[24] o en pel·lícules d'aquest tipus com2010: The Year We Make Contact (1984) dirigida perPeter Hyams i seqüela de2001: una odissea de l'espai (1968) dirigida perStanley Kubrick. De fet, en aquesta pel·lícula la nau espacialDiscovery Oneestà en òrbita en elsPunts de Lagrange entre Júpiter i Io durant la pel·lícula.
↑Rosaly MC Lopes. «Io: The Volcanic Moon». A: Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson.Encyclopedia of the Solar System. Academic Press, 2006, p. 419–431.ISBN 978-0-12-088589-3.
↑Schenk, P.; etal «The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives fromVoyager andGalileo».Journal of Geophysical Research, 106, E12, 2001, pàg. 33201–33222.Bibcode:2001JGR...10633201S.DOI:10.1029/2000JE001408.
↑6,06,16,2Couper, Heather;Henbest, Nigel.Atlas visual del espacio. 2a. ed.. Madrid: Bruño, 2000, p. 31.ISBN 84-216-1816-4.
↑Schneider, N. M.;Spencer, J. R.. «Understanding Io: Four Centuries of Study and Surprise». A:Io: A New View of Jupiter's Moon. Springer, 2023, p. 9–40.ISBN 978-3-031-25669-1.
↑Kivelson, M. G. «Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000».J. Geophys. Res., vol. 106, A11, 2001, pàg. 26121–26135.Bibcode:2001JGR...10626121K.DOI:10.1029/2000JA002510.
↑Sohl, F. «Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites».Icarus, vol. 157, 1, 2002, pàg. 104–119.Bibcode:2002Icar..157..104S.DOI:10.1006/icar.2002.6828.
↑Cruikshank, D. P.; Nelson, R. M. (2007). «A history of the exploration of Io». En Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R.Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 5-33.
↑Anderson, J. D.;(1996). «Un resum de la missió Galileo i les seves observacions de Io». AScience. vol. 272 pp. 709–712.
.svg)
.svg%26amp%3blang%3dca)
