Ío (luna)
Keywords: Ío (luna), 1610, Albedo, Aurora, Calderas volcánicas, Campo magnético, Cinturón de Kuiper, Cinturón de asteroides
| 200px|Imagen de Io en color verdadero observada por la sonda Galileo | |
| Descubrimiento | |
|---|---|
| Descubierto por | S. Marius G. Galilei |
| Descubierto en | 1610 |
| Características orbitales | |
| Radio principial | 421,600 km |
| Excentricidad | 0.041 |
| Periodo revolución | 1 d 18 h 27.6 min |
| Inclinación | 0.040° |
| Satélite natural de | Júpiter |
| Características físicas | |
| Diámetro principal | 3643.2 km |
| Area superficie | 41,000,000 km2 |
| Masa | 8.94×1022 kg |
| Densidad media | 3.55 g/cm3 |
| Gravedad superficial | 1.81 m/s2 |
| Gravedad superficial (Tierra = 1) | 0.1847 |
| Periodo de rotación | 1d 18h 27.6m |
| Inclinación axial | ° |
| Albedo | 0.61 |
| Temperatura superficial | 130 K |
| Características atmosféricas | |
| Presión atmosférica | Trazas |
| Dióxido de azufre | % |
Ío es la luna más interna de Júpiter. Es uno de los cuatro satélites galileanos y recibe su nombre de Ío, una de las muchas doncellas con las que Zeus se encaprichó en la mitología griega. Ío fue descubierto por Galileo Galilei en 1610 y recibió inicialmente el nombre de Jupiter I como primer satélite de Júpiter.
Características físicas
A diferencia de la mayor parte de las lunas del sistema solar, Ío podría tener una composición química similar a la de los planetas terrestres, principalmente compuestos de rocas de silicatos. Datos recientes provenientes de la misión Galileo indican que Ío puede tener un núcleo de hierro con un radio de entorno a 900 km.
Cuando la sonda Voyager 1 envío las primeras imágenes cercanas de Ío en 1979 los científicos esperaban encontrar numerosos cráteres cuya densidad proporcionaría datos sobre la edad del satélite. Contrariamente a las expectativas Ío no tenía prácticamente cráteres. La luna tienen una actividad volcánica tan intensa que su superficie ha borrado por completo las señales de cráteres de impactos pasados. Además de los volcanes, la superficie cuenta con la presencia de montañas no volcánicas, lagos de azufre fundido, calderas volcánicas de varios kilómetros de profundidad y flujos extensos de varios cientos de kilómetros de largo de material fluído muy poco viscoso (posiblemente algún tipo de compuesto de azufre fundido y silicatos). El azufre y sus compuestos adquieren una gran variedad de colores responsables de la apariencia superficial del satélite. Estudios en el infrarrojo desde la superficie terrestre muestran que algunas de las regiones más calientes del satélite, cubiertas por flujos de lava, alcanzan temperaturas de hasta 2000 K (aunque las temperaturas medias son mucho más frías, cercanas más bien a los 130 K). Ío podría tener una fina atmósfera compuesta de dióxido de azufre y algunos otros gases. A diferencia de los demás satélites galileanos, Ío carece casi por completo de agua. Esto es probablemente debido a que en la formación de los satélites galilanos Júpiter estaba tan caliente que no permitió condensarse a los elementos más volátiles en la región cercana al planeta en la que se formó Ío. Sin embargo estos volátiles si pudieron condensarse más lejos dando lugar a los demás satélites ricos en hielos.
Volcanismo
thumb|200 pix|left|Detalle de los volcanes de Ío observados por la sonda Galileo Ío es el cuerpo del sistema solar con mayor actividad volcánica. Los volcanes de Ío, a diferencia de los terrestres, expulsan dióxido de azufre. La energía necesaria para mantener esta actividad volcánica proviene de la disipación de efectos de marea producidos por Júpiter y las otras lunas cercana Europa y Ganímedes dado que las tres lunas se encuentran en resonancia orbital. Algunas de las erupciones de Ío emiten material a más de 300 km de altura. La baja gravedad del satélite permite que parte de este material sea permanentemente expulsado de la luna distribuyéndose en un anillo de material que cubre la órbita de Ío. Posteriormente, parte de este material puede ser ionizado resultando atrapado por el intenso campo magnético de Júpiter. Las partículas ionizadas del anillo orbital de Ío son arrastradas por las líneas de campo hasta la atmósfera superior de Júpiter donde se puede apreciar su impacto con la atmósfera en longitudes de onda ultravioleta tomando parte en la formación de las auroras jovianas. La posición de Ío con respecto a la Tierra y Júpiter tiene también una fuerte influencia en las emisiones de radio jovianas que son mucho más intensas cuando Ío es visible.
Enlaces externos
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