Io (satélite): características, composição, órbita, movimento, estrutura

Io (satélite): características, composição, órbita, movimento, estrutura

Io faz parte dos quatro satélites galileus (Io, Europa, Ganimedes, Calisto), assim nomeados porque foram descobertos em 1610 por Galileu Galilei com um telescópio rudimentar que ele mesmo construiu.

É o terceiro em tamanho em relação aos satélites da Galiléia e aos restantes 75 satélites de Júpiter . Em ordem de rádio orbital, é o quinto satélite e o primeiro dos galileus. Seu nome vem da mitologia grega, na qual Io foi uma das muitas donzelas por quem o deus Zeus, também chamado de Júpiter na mitologia romana, se apaixonou.

Io tem um terço do diâmetro da Terra e um tamanho semelhante ao do nosso satélite, a Lua. Comparado com outros satélites no sistema solar ,  Io ocupa o quinto lugar em tamanho, precedido pela Lua.

A superfície de Io possui cadeias de montanhas que se destacam nas extensas planícies. Não são observadas crateras de impacto, indicando que foram apagadas devido à sua grande atividade geológica e vulcânica, considerada a maior de todas no sistema solar. Seus vulcões produzem nuvens de compostos de enxofre que se elevam 500 km acima de sua superfície.

Centenas de montanhas são contadas em sua superfície, algumas mais altas que o Monte Everest, que foram formadas devido ao intenso vulcanismo do satélite.

A descoberta de Io em 1610 e de outros satélites galileanos mudou a perspectiva de nossa posição no universo, pois pensávamos que naquela época era o centro de tudo.

Ao descobrir “outros mundos”, como Galileu chamou os satélites que giravam em torno de Júpiter, a idéia proposta por Copérnico de que nosso planeta girava em torno do Sol se tornou mais viável e palpável .

Graças a Ío, a primeira medição da velocidade da luz foi feita  pelo astrônomo dinamarquês Ole Christensen Rømer em 1676. Ele percebeu que a duração do eclipse de Ío por Júpiter era 22 minutos mais curta quando a Terra estava mais próxima de Júpiter. do que quando estava no ponto mais remoto.

Foi o tempo que levou para a luz percorrer o diâmetro orbital da Terra; portanto, Rømer estimou 225.000 km / s para a velocidade da luz, 25% a menos do que o valor atualmente aceito.

Características gerais de Io

Quando a missão Voyager se aproximou do sistema joviano, encontrou oito vulcões em erupção em Io, e a missão Galileo, embora incapaz de se aproximar muito do satélite, trouxe excelentes imagens de resolução dos vulcões. Nada menos que 100 vulcões em erupção detectaram essa sonda.

As principais características físicas de Io são:

-Seu diâmetro é 3.643,2 km.

-Massa: 8,94 x 10 22 kg.

Densidade -Média 3,55 g / cm 3 .

-Temperatura da superfície: (ºC): -143 a -168

-A aceleração da gravidade em sua superfície é de 1,81 m / s 2 ou 0,185 g.

-Período de rotação: 1d 18h ​​27.6m

– Período de tradução: 1d 18h ​​27,6m

-Atmosfera composta de dióxido de enxofre (SO2) em 100%.

Resumo das principais características de Io

Composição

A característica mais marcante de Io é sua cor amarela, devido ao sulfeto depositado na superfície essencialmente vulcânica. Por esse motivo, embora os impactos devidos aos meteoritos que o gigante Júpiter atraia sejam frequentes, eles são rapidamente apagados. 

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Pensa-se que os basaltos abundam no satélite, como sempre, de cor amarela pelo enxofre.

Silicatos derretidos abundam no manto (veja abaixo os detalhes da estrutura interna), enquanto a crosta é composta de enxofre e dióxido de enxofre congelado.

Io é o satélite mais denso do sistema solar (3,53 g / cc) e é comparável aos planetas rochosos. A rocha de silicato no manto envolve um núcleo de sulfeto de ferro fundido.

Finalmente, a atmosfera de Io é composta por quase 100% de dióxido de enxofre.

Atmosfera

As análises espectrais revelam uma atmosfera fraca de dióxido de enxofre. Embora centenas de vulcões ativos vomitem uma tonelada de gases por segundo, o satélite não pode retê-los devido à baixa gravidade e a velocidade de escape do satélite também não é muito alta.

Além disso, os átomos ionizados que deixam as adjacências de Io são capturados pelo campo magnético de Júpiter, formando um tipo de rosca em sua órbita. São esses íons de enxofre que dão uma cor avermelhada ao minúsculo satélite Amaltea nas proximidades, cuja órbita está abaixo de Io.

A pressão da atmosfera fina e fina é muito baixa e sua temperatura é inferior a -140ºC.

A superfície de Io é hostil aos seres humanos, devido às baixas temperaturas, atmosfera tóxica e enorme radiação, já que o satélite está dentro dos cinturões de radiação de Júpiter. 

A atmosfera de Io desaparece e queima

Devido ao movimento orbital de Io, há um momento em que o satélite para de receber luz solar, conforme Júpiter o eclipsa. Esse período dura 2 horas e, como esperado, a temperatura cai.

De fato, quando Io enfrenta o Sol, sua temperatura é de -143 ºC, mas quando é eclipsado pelo gigantesco Júpiter, sua temperatura pode cair para -168 ºC. 

Durante o eclipse, a atmosfera fraca do satélite condensa na superfície, formando gelo com dióxido de enxofre e desaparece completamente.

Então, quando o eclipse cessa e a temperatura começa a subir, o dióxido de enxofre condensado evapora e a fraca atmosfera de Io retorna. Esta é a conclusão alcançada por uma equipe da NASA em 2016.

Então, a atmosfera de Io não é formada pelos gases dos vulcões, mas pela sublimação do gelo em sua superfície.

Movimento de tradução

Io faz uma volta completa em torno de Júpiter em 1,7 dias terrestres, e cada volta do satélite é ofuscada por seu planeta hospedeiro, por um período de 2 horas.

Devido à enorme força das marés, a órbita de Io deve ser circular, mas esse não é o caso devido à interação com as outras luas da Galiléia, com as quais elas estão em ressonância orbital.

Quando Io faz 4 anos, a Europa faz 2 e Ganímedes 1. O curioso fenômeno é visto na seguinte animação:

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Essa interação faz com que a órbita do satélite tenha uma certa excentricidade, calculada em 0,0041.

O menor raio orbital (periastro ou periélio) de Io é de 420.000 km, enquanto o maior raio orbital (apoastrum ou afélio) é de 423.400 km, resultando em um raio orbital médio de 421.600 km.

O plano orbital é inclinado do plano orbital da Terra em 0,040 °.

Io é considerado o satélite mais próximo de Júpiter, mas na verdade existem mais quatro satélites abaixo de sua órbita, embora extremamente pequenos.

De fato, Io é 23 vezes maior que o maior desses pequenos satélites, que provavelmente são meteoritos presos na gravidade de Júpiter.

Os nomes das pequenas luas, em ordem de proximidade com seu planeta hospedeiro, são: Metis, Adrastea, Amalthea e Tebe.

Após a órbita de Io, o próximo satélite é o da Galiléia: a Europa.

Apesar de estar muito próxima de Io, a Europa é completamente diferente em composição e estrutura. Acredita-se que seja esse o caso, porque essa pequena diferença no raio orbital (249.000 km) torna a força da maré na Europa consideravelmente menor.

Órbita Io e magnetosfera de Júpiter

Os vulcões de Io ejetam átomos de enxofre ionizados no espaço que são capturados pelo campo magnético de Júpiter, formando um anel de plasma que corresponde à órbita do satélite.

É o próprio campo magnético de Júpiter que transporta material ionizado da fraca atmosfera de Io.

O fenômeno cria uma corrente de 3 milhões de amperes que intensifica o já poderoso campo magnético de Júpiter em mais que o dobro, em comparação com o valor que teria se Io não existisse.

Movimento rotativo

O período de rotação em torno de seu próprio eixo coincide com o período orbital do satélite, causado pela força da maré que Júpiter exerce em Io, sendo seu valor 1 dia, 18 horas e 27,6 segundos.

A inclinação do eixo de rotação é insignificante.

Estrutura interna

Como sua densidade média é de 3,5 g / cm 3, conclui-se que a estrutura interior do satélite é rochosa. As análises espectrais Io não revelam a presença de água, tornando o gelo improvável.

Com base em cálculos baseados nos dados coletados, acredita-se que o satélite tenha um pequeno núcleo de ferro ou ferro misturado com enxofre.

É seguido por um manto rochoso profundo, parcialmente derretido e uma fina crosta rochosa.

A superfície apresenta as cores de uma pizza mal feita: vermelho, amarelo pálido, marrom e laranja.

A crosta era originalmente considerada enxofre, mas medições por infravermelho revelam que vulcões explodem lava a 1500 ° C, indicando que ela não é composta apenas de enxofre (que ferve a 550 ° C); também há rochas derretidas.

Outra evidência da presença de rocha é a existência de algumas montanhas com alturas que dobram o Monte Everest. O enxofre sozinho não teria a força necessária para explicar essas formações.

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A estrutura interna de Io de acordo com modelos teóricos é resumida na ilustração a seguir:

Geologia de Io

A atividade geológica de um planeta ou satélite é impulsionada pelo calor dentro dele. E o melhor exemplo é Io, o mais interno dos maiores satélites de Júpiter.

A enorme massa de seu planeta hospedeiro é um grande atrator de meteoritos, como o lembrado Shoemaker-Levy 9 em 1994, no entanto Io não mostra crateras de impacto e a razão é que a intensa atividade vulcânica as apaga.

Io tem mais de 150 vulcões ativos que expelem cinzas suficientes para enterrar crateras de impacto. O vulcanismo de Io é muito mais intenso que o da Terra e é o maior de todo o sistema solar.

O que impulsiona as erupções dos vulcões Io é o enxofre dissolvido no magma, que quando libera sua pressão impulsiona o magma jogando cinzas e gases com até 500 m de altura.

As cinzas retornam à superfície do satélite, produzindo camadas de detritos ao redor dos vulcões.

Áreas esbranquiçadas são observadas na superfície de Io devido ao dióxido de enxofre congelado. Nas fendas da lava, a lava derretida flui e explode para cima.

De onde vem a energia de Io?

Sendo um pouco maior que a Lua, que está fria e geologicamente morta, vale a pena imaginar de onde vem a energia desse pequeno satélite joviano.

Não pode ser o calor restante da formação, porque Io não é grande o suficiente para retê-lo. Tampouco é o decaimento radioativo no interior, uma vez que, de fato, a energia dissipada por seus vulcões triplica facilmente o calor pela radiação que emana de um corpo tão grande.

A fonte de energia de Io é a força das marés , devido à imensa gravidade de Júpiter e devido à sua proximidade a ela.

Essa força é tão grande que a superfície do satélite sobe e desce 100 m. O atrito entre as rochas é o que produz esse calor enorme, certamente muito maior do que o das forças terrestres das marés, que mal movem a superfície sólida dos continentes em alguns centímetros.

O enorme atrito causado pela gigantesca força das marés em Io faz com que seja gerado calor suficiente para derreter as camadas profundas. O dióxido de enxofre vaporiza, gerando pressão suficiente para que o magma expelido pelos vulcões esfrie e cubra a superfície.

O efeito da maré diminui com o cubo da distância do centro de atração, portanto esse efeito é menos importante em satélites mais distantes de Júpiter, onde a geologia é dominada por impactos de meteoritos.

Referências

  1. 20 minutos. (2016) Observar um eclipse em Io revela seus segredos. Recuperado de: 20minutos.es
  2. Kutner, M. (2010) Astronomia: Uma perspectiva física. Cambridge University Press.
  3. Sementes e Backman. (2011) .O sistema solar. Aprendizado Cengage.
  4. Wikipedia. Io (satélite). Recuperado de: es. wikipedia.com
  5. Wikipedia. Satélites de Júpiter. Recuperado de: es. wikipedia.com
  6. Wikipedia. Satélite da Galiléia. Recuperado de: wikipedia.com

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