Och om | ||||
---|---|---|---|---|
Satellit | ||||
Foto av Io taget av rymdfarkosten Galileo 1999. En gulaktig färg indikerar hög svavelhalt. Den mörka fläcken till vänster om mitten är vulkanen Prometheus som bryter ut, omgiven av ljusa slätter täckta med svaveloxid | ||||
Andra namn | Jupiter I | |||
Öppning | ||||
Upptäckare | Galileo Galilei | |||
öppningsdatum | 8 januari 1610 [1] | |||
Orbitala egenskaper | ||||
Perihelium | 420 000 km | |||
Aphelion | 423 400 km | |||
Periovy | 420 000 km [till 1] | |||
Apoiovy | 423 400 km [k 2] | |||
Huvudaxel ( a ) | 421 800 km | |||
Genomsnittlig omloppsradie ( r ) _ | 421 700 km | |||
Orbital excentricitet ( e ) | 0,0041 | |||
siderisk period | 1,769137786 d (1 d 18 h 28 min) | |||
Orbital hastighet ( v ) | 17.334 km/s | |||
Lutning ( i ) |
2,21° (till ekliptikan) 0,05° (till Jupiters ekvator) |
|||
Vems satellit | Jupiter | |||
fysiska egenskaper | ||||
Mått | 3660,0 × 3637,4 × 3630,6 km [2] | |||
Medium radie | 1 821,3 km (0,286 jorden) [2] | |||
Ytarea ( S ) | 41 910 000 km2 [ till 3] | |||
Volym ( V ) | 2,53⋅10 10 km 3 [till 4] | |||
Massa ( m ) | 8,9319⋅10 22 kg | |||
Genomsnittlig densitet ( ρ ) | 3,528 g/ cm3 | |||
Tyngdacceleration vid ekvatorn ( g ) | 1,796 m/s 2 (0,183 g ) [till 5] | |||
Första flykthastighet ( v 1 ) | 1,809 km/s | |||
Andra utrymningshastighet ( v 2 ) | 2,558 km/s [k 6] | |||
Ekvatorial rotationshastighet | 271 km/h | |||
Rotationsperiod ( T ) | synkroniserad (vänd till Jupiter på ena sidan) | |||
Axis lutning | okänd | |||
Albedo | 0,63 ± 0,02 [3] | |||
Skenbar storlek | 5.02 ( opposition ) [4] | |||
Temperatur | ||||
|
||||
ytlig |
|
|||
Atmosfär | ||||
Atmosfärstryck | spår | |||
Förening: 90% svaveldioxid | ||||
Mediafiler på Wikimedia Commons | ||||
Information i Wikidata ? |
Ió [till 7] ( forngrekiska Ἰώ ) är en satellit av Jupiter , den närmast planeten av de fyra galileiska satelliterna . Namngiven för att hedra den mytologiska Io - prästinnan av Hera och Zeus älskade . Den har en diameter på 3642 km, vilket gör den till den fjärde största satelliten i solsystemet .
Denna satellit är den mest geologiskt aktiva kroppen i solsystemet, den har mer än 400 aktiva vulkaner [9] [10] . Sådan aktivitet beror på periodisk uppvärmning av satellitens inre som ett resultat av friktion, vilket med största sannolikhet beror på tidvattengravitationspåverkan från Jupiter , Europa och Ganymedes . Vid vissa vulkaner är utsläppen av svavel och svaveldioxid så kraftiga att de stiger till en höjd av 500 kilometer. På ytan av Io kan du se mer än hundra berg som har växt på grund av kompression vid basen av satellitens silikatskorpa . Vissa av dessa toppar är högre än Chomolungma [11] - till exempel är Mount South Boosavla dubbelt så högt. Till skillnad från de flesta månar i det yttre solsystemet (som mestadels är vattenis ), består Io främst av silikatstenar som omger en smält kärna av järn eller järnsulfid. Det mesta av Ios yta är täckt av slätter täckta med svavel eller frusen svaveldioxid.
Vulkanismen ger Ios yta dess unika egenskaper. Vulkanaska och lavaflöden förändrar hela tiden ytan och målar den i olika nyanser av gult, vitt, rött, svart och grönt (till stor del beroende på allotroper och svavelföreningar). Lavaflöden på Io når en längd av 500 kilometer. Vulkaniska utstötningar skapar Ios tunna, inhomogena atmosfär och plasmaflöden i Jupiters magnetosfär, inklusive en enorm plasmatorus runt den.
Io spelade en betydande roll i utvecklingen av astronomi under 1600-1700-talen. Den, tillsammans med andra galileiska satelliter, upptäcktes av Galileo Galilei 1610. Denna upptäckt bidrog till acceptansen av den kopernikanska modellen av solsystemet , utvecklingen av Keplers lagar för planetarisk rörelse och den första mätningen av ljusets hastighet . Io observerades endast som en ljus prick fram till slutet av 1800-talet och början av 1900-talet, då det blev möjligt att se de största detaljerna på dess yta - de mörkröda polar- och ljusa ekvatorialområdena. 1979 introducerade två Voyager -rymdskepp Io till världen som en geologiskt aktiv måne med många vulkaner, stora berg och en jämförelsevis ung yta utan märkbara nedslagskratrar. Rymdfarkosten Galileo genomförde flera nära förbiflygningar under 1990-talet och början av 2000-talet och fick data om den interna strukturen och sammansättningen av Ios yta. Dessa rymdfarkoster upptäckte också kopplingar mellan månen och Jupiters magnetosfär och ett strålningsbälte längs Ios bana. En person på ytan av Io skulle få en absorberad stråldos på cirka 3600 rad (36 Gy ) per dag [12] .
Io observerades senare av rymdfarkosten Cassini-Huygens 2000 och rymdstationen New Horizons 2007, samt, tack vare framsteg inom teknik, markbaserade teleskop och rymdteleskopet Hubble.
Även om Simon Marius inte erkändes som upptäckaren av de galileiska satelliterna, accepterades namnen som gavs dem. År 1614 kom hans publikation Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici , där han föreslog namn på Jupiters närmaste satelliter, inklusive "Mercury Jupiterian" eller den första av "Jupiterian-planeterna" [13] . Han stödde Johannes Keplers förslag , som gjordes 1613, att namnge satelliterna på denna planet efter den älskade Zeus eller hans romerska motsvarighet . Den största av de inre månarna, Io, döpte han efter Io från den grekiska mytologin [13] [14] . Sedan glömdes de av Mari föreslagna namnen bort och försvann fram till mitten av 1900-talet. I tidigare litteratur hänvisas till Io genom sin planetariska tillhörighet med tillägg av en romersk siffra, såsom " Jupiter I ", eller helt enkelt "Jupiters första måne".
Detaljerna i reliefen av Io är uppkallade efter karaktärer och platser från myten om Io, efter gudar av eld, vulkaner, solen och åskan från olika myter, samt efter karaktärer och platser från Dantes Inferno , lämpliga för ytan av vulkanisk natur. [15] Sedan Ios yta utforskades tillräckligt i detalj av Voyager 1, har 225 vulkaner, berg, platåer och regioner med hög albedo namngetts. De namngivna reliefdetaljerna är av följande typer: patera ( latin patera ) är en oregelbundet formad vulkankrater, flöde ( fluctus ) är ett lavaflöde, dal ( vallis ) är en lavakanal, ett eruptivt centrum är ett område där de första tecknen av ett utbrott är synliga, ett berg ( mons ), bordsberg ( mensa ), kupol ( tholus ), platå ( planum ), region ( regio ) [15] . Exempel på namngivna strukturer är bordsberget Pan, Tvashtara patera och området Colchis [16] .
Den första observationen av Io gjordes av Galileo Galilei den 7 januari 1610. Han kunde se det med hjälp av en refraktor designad av honom vid University of Padua med 20x förstoring. Men vid första observation kunde han inte skilja Io från Jupiters andra måne, Europa , och märkte dem som ett objekt. Men redan nästa dag - 8 januari 1610 - såg han dem separat (detta datum är erkänt av IAU som datumet för upptäckten av Io) [1] . Upptäckten av Io och andra galileiska satelliter publicerades av Galileo i Sidereus Nuncius i mars 1610 [17] . Simon Marius hävdade i sitt verk Mundus Jovialis , publicerat 1614, att han observerat Io och andra Jupiters månar redan 1609, en vecka innan Galileo upptäckte dem. Han uttryckte tvivel om äktheten av dessa anklagelser och avfärdade Marius uttalande som plagiat. Men den första registrerade iakttagelsen av Marius är daterad till den 29 december 1609, enligt den julianska kalendern , som motsvarar den 8 januari 1610, enligt den gregorianska kalendern som används av Galileo [18] . Eftersom Galileo var den första att publicera verket, krediteras han upptäckten [19] .
Under de kommande två århundradena kunde inga detaljer urskiljas på Io: den observerades endast som en ljuspunkt av 5:e magnituden . På 1600-talet användes Io och andra galileiska satelliter för olika ändamål: med deras hjälp bestämde sjömän longitud [20] , testade Keplers tredje lag om planetrörelser och bestämde även tiden det tog för ljuset att färdas avståndet mellan Jupiter och jorden [17] . Baserat på de efemerider som erhållits av astronomer som Giovanni Cassini , skapade Pierre-Simon Laplace en matematisk teori som förklarar orbitalresonanserna för Io, Europa och Ganymedes [17] . Dessa resonanser visade sig senare ha en djupgående effekt på geologin för dessa tre satelliter.
I slutet av 1800-talet och början av 1900-talet förbättrades teleskopteknologin och teleskop med bättre upplösning dök upp . Detta gjorde det möjligt för astronomer att se storskaliga särdrag på Ios yta. På 1890-talet var Edward Barnard den första astronomen som såg skillnaderna i ljusstyrka mellan Ios ekvatorial- och polarområden, och gissade korrekt att de berodde på skillnaden i färg och albedo i dessa regioner, och inte på att Io var oval (som föreslagits). av astronomen William Pickering ) eller för att ekvatorial- och polarområdena är två separata enheter (som ursprungligen föreslagits av Barnard) [21] [22] [23] . Nyare teleskopiska observationer av Ios yta har bekräftat skillnaden mellan det rödbruna polarområdet och det gulvita ekvatorialområdet [24] .
Teleskopiska observationer av Io i mitten av 1900-talet började antyda dess extrema geologiska aktivitet. Spektrografiska observationer har visat att ytan av Io förmodligen saknar vattenis (den hittades i överflöd på andra galileiska satelliter) [25] . Samma observationer indikerar att natrium- och svavelsalter dominerar på satellitens yta [26] . Radioteleskopiska observationer av Io visade dess inflytande på Jupiters magnetosfär , vilket framgår av skurar på dekametervågor som inträffar med en period lika med satellitens omloppsperiod [27] .
Av betydelse för vetenskapen var ockultationen av Io på stjärnan Beta Scorpii [28] den 14 maj 1971 klockan 2:00 UTC [29] , en extremt sällsynt händelse för en så ljusstark stjärna. Den gjorde det 1972 möjligt att få en mycket bra uppskattning av medelradien för Io: 1818±5 km [30] .
De första rymdfarkosterna som närmade sig Io var tvillingfarkosterna Pioneer 10 och Pioneer 11 , som flög nära den den 3 december 1973 respektive 2 december 1974 [31] . Radiospårning av dem gjorde det möjligt att klargöra massan av Io. Dessa data, tillsammans med data om dess storlek, visade att Io har den högsta tätheten bland de galileiska satelliterna och består av silikatstenar, inte vattenis [32] . Med hjälp av Pioneers var det också möjligt att lägga märke till ett tunt lager av Ios atmosfär och ett intensivt strålningsbälte nära dess omloppsbana. Kameran ombord på Pioneer 11 gav en bra bild av Ios nordliga polarområde [33] . Pioneer-10 var också tänkt att ta detaljerade bilder, men dessa observationer misslyckades på grund av felaktig användning av utrustningen vid hög strålning [31] .
Förbiflygningarna av tvillingsonderna Voyager 1 och Voyager 2 förbi Io 1979, tack vare deras förbättrade bildsystem, gav mycket mer detaljerade bilder av månen. Voyager 1 passerade satelliten den 5 mars 1979 på ett avstånd av 20 600 kilometer [34] . Bilder tagna under denna förbiflygning visade ett konstigt mångfärgat landskap utan nedslagskratrar [35] . De högupplösta bilderna visar en relativt ung yta, spräcklig med konstigt formade gropar, berg ovanför Chomolungma och ett ämne som liknar lavaflöden.
Strax efter Voyager 2-förbiflygningen märkte Voyagers navigeringsingenjör Linda Morabito en plym som utgick från ytan på en av bilderna [36] . När man analyserade bilder från Voyager 1 märktes nio sådana plymer, vilket bevisar närvaron av vulkanisk aktivitet på Io [37] . Det förutspåddes av Stan J. Peel, Patrick Cassin och R. T. Reynolds strax före Voyager 1-bilderna. Författarna beräknade att Ios inre skulle uppleva betydande periodisk uppvärmning orsakad av Ios orbitalresonans med Ganymedes och Europa [38] . Data från Voyager 1 visade att Ios yta dominerades av svavel och frusen svaveloxid . De dominerar också i det tunna lagret av Ios atmosfär och i plasmatorus koncentrerad i dess omloppsbana (vilket också följer av Voyager-observationerna) [39] [40] [41] .
Voyager 2 passerade 1 130 000 kilometer från Io den 9 juli 1979. Även om rymdfarkosten inte närmade sig månen på samma sätt som Voyager 1 gjorde, avslöjade en jämförelse av deras bilder flera ytförändringar som inträffade under de fyra månaderna mellan förbiflygningarna. Dessutom visade observationer av Io efter att Voyager 2 flyttade bort från Jupitersystemet att sju av de nio plymer som observerades i mars var aktiva i juli 1979, och endast Pele-vulkanen verkade passiv [42] .
Rymdfarkosten Galileo nådde Jupiter 1995 (sex år efter uppskjutningen från jorden). Dess mål var att fortsätta och förfina Voyager-forskningen och markbaserade observationer från tidigare år. Ios läge inom ett av Jupiters mest intensiva strålningsbälten uteslöt möjligheten till långa närstudier, men Galileo flög ganska nära Io innan han gick in i den omloppsbana som behövdes för att fullgöra sin huvuduppgift att studera Jupitersystemet i detalj. Även om inte en enda bild togs under denna förbiflygning den 7 december 1995, gav den betydande resultat: järnkärnan i Io upptäcktes, liknande kärnan i solsystemets steniga planeter [43] .
Trots bristen på närbilder och mekaniska fel som avsevärt begränsade mängden mottagen data gjorde Galileo flera betydande upptäckter under huvuduppdraget. Han bevittnade ett stort utbrott av Pillana Patera och kunde bekräfta att vulkanutkastningen bestod av silikatmagma rik på magnesium och av basisk och ultramafisk sammansättning [44] . Filmning av Io genomfördes vid nästan varje revolution av Galileo under dess huvuduppdrag. Detta gjorde det möjligt att se många aktiva vulkaner (tack vare den termiska strålningen från magma och vulkaniska plymer), många berg med en mängd olika morfologi och vissa ytförändringar i intervallet mellan Voyager- och Galileo-observationerna, såväl som i intervallet mellan Galileo revolutioner [45] . Av de 35 Galileo-banorna runt Jupiter designades 7 för att studera Io (maximal inflygning - 102 km, inträffade den 17 januari 2002).
Galileo-uppdraget förlängdes två gånger, 1997 och 2000. Under dessa uppdragsförlängningar flög rymdfarkosten förbi Io tre gånger i slutet av 1999 och början av 2000 och tre gånger i slutet av 2001 och början av 2002. Observationer under dessa förbiflygningar visade de geologiska processer som förekommer i vulkanerna och bergen i Io, uteslöt närvaron av ett magnetfält och visade omfattningen av vulkanisk aktivitet [45] . I december 2000 passerade rymdfarkosten Cassini nära Jupitersystemet på väg till Saturnus och gjorde observationer med Galileo. Sedan upptäcktes en ny plym på Tvashtar-patrarna och Ios strålglans [46] förstods bättre . Dessutom fick Cassini nya data om plasmatorusen som bildas av Io med hjälp av dess känsliga ultravioletta spektrometer . Thor består av joniserade atomer och molekyler av svavel med en inblandning av andra ämnen. Meridionaldelen av torus har formen av en ellips med jämförbara axlar [47] .
Efter att Galileo-uppdraget avslutats den 21 september 2003 och apparaten brann upp i Jupiters atmosfär, utfördes observationer av Io endast med markbaserade teleskop och rymdteleskop. I synnerhet kan man peka ut bilderna tagna med hjälp av adaptiv optik vid Keck-observatoriet på Hawaii och bilderna av Hubble-teleskopet, som gör det möjligt för forskare att följa vulkaner som är aktiva på Io även utan hjälp av rymdfarkoster i Jupitersystemet [ 48] [49] .
Rymdfarkosten New Horizons , på väg till Pluto och Kuiperbältet , flög förbi Jupitersystemet, inklusive Io, den 28 februari 2007. Under förbiflygningen gjordes många avlägsna observationer av Io. Bland dem finns bilder av den stora plymen vid Tvashtara, som tillsammans med observationer av Pele-plymen 1979 gjorde det möjligt att göra de första detaljerade observationerna av den största klassen av vulkanplymer på Io [50] . Rymdfarkosten New Horizons kunde också avbilda vulkanen nära Girru Patera under utbrottets tidiga skeden och flera vulkanutbrott som har inträffat sedan Galileo-uppdraget avslutades [50] .
Två uppdrag planeras för närvarande för att studera Jupitersystemet. Rymdfarkosten Juno , som lanserades den 5 augusti 2011 av NASA [51] , är begränsad i avbildningsförmåga, men kan övervaka Ios vulkaniska aktivitet med sin JIRAM nära-infraröda spektrometer. Rymdfarkosten gick in i Jupiters polarbana den 5 juli 2016. Det gemensamma ( NASA / ESA / Roskosmos ) rymdprogrammet " Europa Jupiter System Mission ", som godkändes i februari 2009, är planerat till 2020. Antalet fordon som ska skjutas upp varierar från två till fyra: Jupiter Europa Orbiter (NASA), Jupiter Ganymede Orbiter (ESA) [52] , Jupiter Magnetospheric Orbiter (JAXA) och Jupiter Europa Lander (Roskosmos ). Utforskning av Io är bara på agendan för Jupiter Europa Orbiter, som kommer att göra fyra förbiflygningar av Io 2025 och 2026 innan den går in i omloppsbana runt Europa . ESA:s bidrag till detta uppdrag möter fortfarande konkurrens om finansiering från dess andra rymdprojekt [53] . Utöver dessa uppdrag som redan godkänts av NASA, har flera andra mer specialiserade uppdrag föreslagits. Ett uppdrag, kallat Io Volcano Observer, skulle ha startat 2015 som ett uppdrag i Discovery-klass och skulle inkludera flera förbiflygningar av Io, men det är fortfarande i uppdragets konceptfas [54] .
Ios bana ligger på ett avstånd av 421 700 km från Jupiters centrum och 350 000 km från dess övre molnskikt. Io är Jupiters femte yttersta måne och den innersta av de galileiska månarna . Dess omloppsbana ligger mellan Thebe och Europa . Det tar 42,5 timmar att göra ett fullständigt varv runt Jupiter (tillräckligt snabbt för att dess rörelse ska märkas under en natt av observationer). Io är i en 2:1 orbital resonans med Europa och 4:1 med Ganymedes , det vill säga den hinner vända Jupiter 2 gånger under ett varv av Europa och 4 gånger under ett varv av Ganymedes. Denna resonans upprätthåller Ios orbitala excentricitet (0,0041), vilket är huvudorsaken till satellitens betydande geoaktivitet (se avsnittet Tidal Heating för en mer detaljerad förklaring) [38] . Utan en sådan resonans skulle Ios omloppsbana ha rundats på grund av tidvattenacceleration , och det är troligt att satelliten inte skulle ha varit lika geologiskt aktiv.
Liksom andra galileiska satelliter, såväl som jordens måne, är Io en synkron satellit : en av dess halvklot är alltid vänd mot Jupiter. Detta är grunden för systemet för att bestämma longituder på Io. Nollmeridianen passerar genom en punkt som vetter mot Jupiter. Hemisfären som är riktad i satellitens bana kallas den ledande halvklotet, och den motsatta halvklotet kallas slaven [55] .
Io spelar en viktig roll i att forma Jupiters magnetfält . Jupiters magnetosfär absorberar gaser och damm från Ios tunna atmosfär med en hastighet av 1 ton per sekund [57] . Detta ämne består huvudsakligen av joniserat och neutralt svavel, syre och klor; atomärt natrium och kalium; molekylär svaveldioxid och svavel; samt natriumkloriddamm [ 57] [58] . De kastas ut av Ios vulkaner, går in i dess atmosfär och sedan in i Jupiters magnetosfär och ibland in i det interplanetära rymden. Allt detta material, beroende på dess sammansättning och grad av jonisering, hamnar i olika neutrala moln och strålningsbälten i Jupiters magnetosfär och lämnar ibland till och med Jupitersystemet.
Io omges av ett atommoln av svavel, syre, natrium och kalium. Den sträcker sig upp till ett avstånd från dess yta, lika med ungefär sex av dess radier. Dessa partiklar kommer från satellitens övre atmosfär. De är upphetsade på grund av kollisioner med partiklar av plasmatorus ( som kommer att diskuteras nedan) och andra processer i Ios Hill-sfär , där dess gravitation råder över Jupiters. En del av denna materia lämnar atmosfären och går i omloppsbana runt Jupiter. Inom 20 timmar lämnar dessa partiklar Ios Hill-sfär och bildar ett bananformat neutralt moln som kan sträcka sig upp till 6 Jupiterradier från Io - antingen innanför Ios bana och framför satelliten, eller utanför Ios bana och bakom satelliten [57 ] . Kollisionerna som exciterar partiklarna tillför ibland elektroner till natriumjonerna i plasmatorus, och de resulterande neutrala atomerna flyger ut ur torusen. Dessa partiklar bibehåller dock fortfarande sin hastighet på 70 km/s (medan Ios omloppshastighet är 17 km/s ) och bildar strålar av materia bakom Io [59] .
Ios omloppsbana passerar inom ett strålningsbälte som kallas Ios plasmatorus. Det är en munkformad ring av joniserat svavel, syre, natrium och klor. Plasman i den bildas av neutrala atomer i "molnet" som omger Io, som joniseras och förs bort av Jupiters magnetosfär [57] . Till skillnad från partiklarna i det neutrala molnet, kretsar dessa partiklar runt Jupiter tillsammans med dess magnetosfär med en hastighet av 74 km/s . Liksom resten av Jupiters magnetosfär lutar plasmatorusen mot Jupiters ekvator (och mot Ios omloppsplan). Detta betyder att Io är antingen ovanför eller under torusens kärna. Som nämnts ovan är den högre hastigheten och energin hos dessa joner delvis ansvarig för flykten av neutrala atomer och molekyler från Ios atmosfär och utvidgade neutrala moln. Torusen består av tre delar: den yttre "varma" torusen, som ligger omedelbart bortom Ios omloppsbana; ett vertikalt brett område känt som "bandet" och som består av ett neutralt källområde, såväl som en kyld plasma belägen i området för Ios omloppsbana; såväl som den inre delen, den "kalla" torusen, som består av partiklar som långsamt spirar mot Jupiter [57] . Efter cirka 40 dagar i den "varma torusen" lämnar partiklarna den. De är delvis ansvariga för Jupiters ovanligt stora magnetosfär [60] . Partiklar från Io upptäcktes av sensorerna från rymdfarkosten New Horizons från variationer i magnetosfärisk plasma mycket långt från satelliten (i magnetosvansen). För att studera sådana förändringar inuti plasmatorus mäter forskare dess ultravioletta strålning. Även om sådana förändringar inte slutligen har kopplats till förändringar i vulkanaktiviteten hos Io (den huvudsakliga källan till materia i plasmatorus), antas det att de orsakas av ett neutralt natriummoln [61] .
När man närmade sig Jupiter 1992 registrerade rymdfarkosten Ulysses en ström av dammpartiklar riktade från Jupitersystemet [62] . Dammet i dessa strömmar rör sig bort från Jupiter med hastigheter på flera hundra kilometer per sekund, har en storlek på cirka 10 mikron och består huvudsakligen av natriumklorid [58] [63] . Dammstudier utförda av Galileo har avslöjat att stoftflöden härrör från ytan av Io, men den exakta mekanismen för deras bildande är okänd: de kan vara resultatet av vulkanisk aktivitet eller kollisioner med ytan av Io [64] .
Jupiters magnetfältslinjer som korsar Io förbinder Ios atmosfär och neutrala moln med Jupiters övre polära atmosfär genom en elektrisk ström som kallas Ios flödesrör [57] . Denna ström är ansvarig för norrsken i den jovianska atmosfären, som kallas "spåret av Io", samt norrsken i atmosfären av Io. Partiklar som färdas genom detta rör gör att Jupiters polarområden ser mörka ut i synligt ljus. Placeringen av Io och dess "spår" i Jupiters atmosfär i förhållande till jorden och Jupiter påverkar i hög grad intensiteten av Jupiters observerade radioemission: den ökar kraftigt när Io är i siktzonen [27] [57] . Rymdfarkosten Juno , som lanserades till Jupiter den 5 augusti 2011 och anlände dit i juli 2016, borde kasta ljus över samspelet mellan Io och Jupiters magnetosfär. Jovianska magnetfältslinjer som passerar genom Ios jonosfär genererar elektriska strömmar som skapar ett magnetfält i Ios inre. Man tror att Ios inducerade magnetfält genereras i delvis smält silikatmagma 50 kilometer under månens yta [65] . Galileo hittade liknande inducerade magnetfält på de andra galileiska satelliterna, där de förmodligen genereras av hav under ytan.
Io är till skillnad från de flesta månar av gasplaneter (som innehåller mycket is) och består huvudsakligen av silikater och järn, liknande de jordiska planeterna . Io är något större än jordens måne, månen. Dess genomsnittliga radie är cirka 1821,3 kilometer (5 % mer än månens genomsnittliga radie), och massan är 8,9319 × 10 22 kg (cirka 21 % mer än månens). Io har formen av en ellipsoid , med dess huvudaxel som pekar mot Jupiter. Bland de galileiska satelliterna när det gäller massa och volym är Io efter Ganymedes och Callisto , men före Europa .
Består mestadels av silikatstenar och järn , Io är i sammansättning närmare de terrestra planeterna än andra månar i det yttre solsystemet (som huvudsakligen består av vattenis och silikater). Medeldensiteten för Io är 3,5275 g/cm 3 , vilket är större än den för andra galileiska satelliter (och till och med än Månens), och detta placerar Io på första plats när det gäller densitet bland satelliter i solsystemet [66 ] . Modeller baserade på Voyager och Galileo-mätningar av massa, radie och gravitationskvadrupolkoefficienter (siffror som beskriver massfördelningen inom ett objekt) indikerar att Io är skiktat till en kärna av järn eller järnsulfid och en skorpa med en mantel som är rik på silikater [43] . Den metalliska kärnan utgör ungefär 20 % av Ios massa [67] . Kärnradien beror på svavelhalten: om den består av rent järn ligger dess radie inom 350-650 km , och om den består av järn och svavelföreningar, inom 550-900 km . Galileo -magnetometern detekterade inte sitt eget magnetfält i Io, och detta indikerar att det inte finns någon konvektion i dess järnkärna [68] .
Modellering av Ios inre sammansättning förutspår att manteln är sammansatt av minst 75 % magnesiumrik mineralforsterit , och dess sammansättning liknar den för L - kondrit och LL-kondritmeteoriter. Förhållandet mellan järn- och kiselkoncentrationer där är högre än på månen eller jorden , men lägre än på Mars [69] [70] . Att upprätthålla värmeflödet som observeras på Io kräver att 10-20% av manteln är i smält form, även om i områden där högtemperaturvulkanism observeras kan andelen smält material vara större [71] . En omanalys av data från Galileo-magnetometern 2009 visade dock närvaron av ett inducerat magnetfält på Io, vilket kräver ett magmahav på ett djup av 50 km [65] . Följande studie, publicerad 2011, gav direkta bevis för existensen av ett sådant hav [72] . Detta lager beräknas vara 50 km tjockt och utgör cirka 10 % av Ios mantel. Temperaturen där når cirka 1200 °C. Det är inte känt om denna 10-20% smältning är förenlig med tillståndet för en betydande mängd smälta silikater i detta troliga magmahav [73] . Tjockleken på Ios litosfär, sammansatt av basalt och svavel och bildad av intensiv vulkanism, är minst 12 kilometer och förmodligen inte mer än 40 kilometer [67] [74] .
Den mest sannolika källan till Ios inre värme (till skillnad från jorden och månen) anses vara tidvattenuppvärmning av satellitens inre [75] som ett resultat av Ios orbitala resonanser med Europa och Ganymedes [38] , och inte radioaktivt sönderfall . Sådan uppvärmning beror på avståndet mellan Io och Jupiter, excentriciteten i dess omloppsbana, sammansättningen och fysiska egenskaper hos dess inre [71] . Laplace-resonansen med Europa och Ganymedes upprätthåller Ios excentricitet och förhindrar den avrundning av Ios bana som annars skulle uppstå på grund av tidvattenenergiförlust. Orbitalresonansen stöds också av strömradien för Ios bana (annars skulle tidvattnet på Jupiter tvinga Io att långsamt röra sig bort från den) [76] . Förändringen i höjden av Ios tidvattenutbuktning mellan apocenter och periapsis kan vara upp till 100 meter. Friktion under dessa skift skapar tidvattenuppvärmning i tarmarna av Io, och det håller en betydande del av manteln och kärnan av satelliten smält. Detta gör vulkanisk aktivitet möjlig [75] . Tidvattenuppvärmning producerar cirka 200 gånger mer värme än radioaktivt sönderfall [9] . Uppskattningar gjorda på basis av mätningar av värmeflödet från de "heta" regionerna i Io visade att kraften hos tidvattenuppvärmning kan nå (0,6 ... 1,6) × 10 8 MW , vilket är två storleksordningar högre än den totala kraft som förbrukas av mänskligheten ( 2×10 6 MW ). Modeller av Ios omloppsbana visar att kraften i tidvattenuppvärmningen av Ios inre förändras med tiden, och det nuvarande värmeflödet är inte representativt för det långsiktiga [71] .
I analogi med Månens, Mars och Merkurius uråldriga yta förväntade sig forskare att se många nedslagskratrar i de första bilderna av Io som tagits av Voyager 1 (och deras koncentration skulle tillåta oss att uppskatta ytans ålder). Men de blev ganska förvånade när de upptäckte att det nästan inte fanns några nedslagskratrar. Istället finns släta slätter prickade med höga berg, lavaflöden och gropar av olika former och storlekar [35] . Till skillnad från de flesta andra rymdobjekt är Io täckt med en mängd mångfärgade ämnen, främst allotropa modifieringar och svavelföreningar [77] . Det låga antalet nedslagskratrar visar att Ios yta, liksom jordens, är geologiskt ung. Kratrarna på Io täcks snabbt av vulkaniska utstötningar. Dessa fynd bekräftades av minst nio aktiva vulkaner observerade av Voyager 1 [37] .
Förutom vulkaner har Io icke-vulkaniska berg, trögflytande lavaflöden hundratals kilometer långa, sjöar med smält svavel och calderor som är flera kilometer djupa.
2012 sammanställdes en komplett geologisk karta över Io, för vilken man använde bilder med olika detaljer, som limmades ihop av en dator till en enda mosaik med en upplösning på 1 km per pixel. Kartan sammanställdes under 6 år . Projektet leddes av David Williams från University of Arizona. Forskarna sammanställde också en onlinedatabas över Io, inklusive inte bara en ny geologisk karta, utan även många rymdfarkostbilder och data från ett antal andra mätningar [78] .
YtsammansättningDet färgstarka utseendet på Io är resultatet av vulkanernas intensiva arbete som avger olika ämnen. Bland dem finns silikater (till exempel ortopyroxen ), svavel och svaveldioxid [79] . Svaveldioxidfrost täcker nästan hela ytan av Io och gör stora områden vita eller grå. I många områden av satelliten är svavel också synligt på grund av dess gula eller gulgröna färg. På medel- och höga breddgrader bryter strålning upp de vanligtvis stabila åttaatomiga cykliska svavelmolekylerna S 8 , och som ett resultat färgas polarområdena i Io rödbruna [21] .
Explosiv vulkanism, som ofta producerar bisarra plymer av vulkanisk aska, fläckar ytan med silikater och svavelföreningar. Sedimenten av dessa plymer är ofta färgade röda eller vita (beroende på innehållet av svavel och dess dioxid). Som regel innehåller plymer som bildas i en vulkans utlopp till följd av avgasning av lava en större mängd S 2 och ger röd nederbörd som faller i en solfjäder eller, i undantagsfall, i stora (ofta mer än 450 kilometer i radie) ringar [80] . Ett levande exempel på en röd ring från plymsediment kan observeras runt vulkanen Pele . Denna röda fällning består huvudsakligen av svavel (huvudsakligen 3- och 4-atomärt molekylärt svavel), svaveldioxid och troligen Cl 2 SO 2 [79] . Plymer som bildas vid gränserna för silikatlavaflöden producerar vita eller gråa sediment (produkten av interaktionen av denna lava med svavel och svaveldioxid som ligger på ytan).
Sammansättningskartläggning och Ios höga densitet indikerar att Io är praktiskt taget fri från vatten , även om små fickor av vattenis eller hydratiserade mineraler preliminärt har identifierats (främst på den nordvästra sidan av Gish Bar Mons) [81] . Denna brist på vatten beror antagligen på att Jupiter under bildandet av solsystemet var tillräckligt varm för att flyktiga ämnen som vatten skulle kunna fly från närheten av Io (även om det inte var tillräckligt varmt för att de mer avlägsna månarna skulle kunna göra det) .
VulkanismTidvattenuppvärmning orsakad av orbital excentricitet är anledningen till att Io är den mest geologiskt aktiva månen i solsystemet, med hundratals vulkaner och omfattande lavaflöden. Under särskilt stora utbrott kan lavaflöden sträcka sig i tiotals eller till och med hundratals kilometer. De består huvudsakligen av basaltisk lava med en basisk eller ultrabasisk (högt magnesiuminnehåll) sammansättning. Som ett resultat av vulkanisk aktivitet stiger svavel, svaveldioxid (i form av gas) och pyroklastisk silikatmaterial (i form av aska) till en höjd av upp till 200 kilometer ut i rymden i form av ett slags "paraplyer" ", och efter att ha fallit ut färgar de området i röda, svarta och vita färger. Dessutom bildar denna materia den tunna atmosfären av Io och fyller Jupiters stora magnetosfär.
På ytan av Io finns det ofta vulkaniska fördjupningar som kallas pater [82] . De kännetecknas av en platt botten och branta väggar. De påminner mycket om jordiska kalderor , men det är fortfarande okänt om de bildas av kollapsen av magmakammaren och kollapsen av toppen av vulkanen, precis som deras terrestra motsvarigheter. En hypotes säger att dessa geostrukturer uppträder ovanför de nybildade vulkaniska trösklarna på grund av att de överliggande lagren förs bort av utbrott eller flyter in i tröskelns sammansättning [83] . Till skillnad från liknande geostrukturer på jorden och Mars, ligger vulkaniska fördjupningar på Io i allmänhet inte ovanpå sköldvulkaner och är vanligtvis mycket större, med en medeldiameter på cirka 41 km , och den största - Loki Patera - 202 kilometer i diameter [82] . Oavsett bildningsmekanismen tyder morfologin och distributionen av många pateras på att de är nära besläktade med storskaliga strukturer - många av dem gränsar till berg eller förkastningar [82] . Pateras fungerar ofta som källor till vulkanutbrott eller långtgående lavaflöden, som i fallet med utbrottet 2001 i Gish Bara Patera, eller så fylls de själva med lava och blir lavasjöar [10] [84] . Lavasjöarna på Io är täckta med en lavaskorpa som kollapsar och förnyas kontinuerligt (som i fallet med Pele) eller episodiskt (som i fallet med Loki) [85] [86] .
Lavaflöden är ett inslag i Ios landskap. Magma bryter ut till ytan genom luckor i botten av pateran eller genom sprickor i slätterna, vilket skapar breda, talrika lavaflöden som påminner om de som ses nära vulkanen Kilauea på Hawaii. Bilderna som erhållits av rymdfarkosten Galileo visar att många lavaströmmar som strömmar från vulkaner som Prometheus eller Amirani följer tidigare flöden, vilket ökar sedimentlagret [87] . Längre lavaflöden har också observerats på Io. Till exempel avancerade framkanten av strömmarna från Prometheus från 75 till 95 km mellan Voyager-förbiflygningen 1979 och den första observationen av Galileo 1996. Ett av de stora utbrotten 1997 kastade ut mer än 3500 km 2 färsk lava, som fyllde Pillana patera [44] .
En analys av bilder tagna av rymdfarkosten Voyager har fått forskare att spekulera i att lavaflödena på Io huvudsakligen består av smält svavel. Efterföljande markbaserade infraröda observationer och mätningar från rymdfarkosten Galileo indikerar dock att flödena i själva verket huvudsakligen består av basaltisk lava med inneslutningar av mafiska och ultramafiska stenar. Dessa antaganden är baserade på temperaturmätningar av Ios "hot spots" (termiska emissionsregioner), som visade en temperatur på 1300 K, och på sina ställen 1600 K [88] . Initiala temperaturuppskattningar för utbrott i 2000 K-regionen [44] , som visade sig vara felaktiga, förklaras av felaktiga termiska modeller som används för att modellera temperaturer [88] .
Upptäckten av märkliga "sultaner" ("plymer") av utbruten materia över Pele och Loke fungerade som den första signalen att Io är en geologiskt aktiv satellit [36] . Typiskt uppstår sådana sultaner när flyktiga ämnen som svavel eller svaveldioxid stiger upp över vulkanerna i Io med en hastighet av cirka 1 km/s och bildar ett slags paraply av damm och gas på en höjd. Förutom ovanstående ämnen finns natrium, kalium och klor i vulkaniska plymer [89] [90] . Sultaner bildas på två olika sätt. [91] De största plymerna uppstår när svavel- och svaveldioxidgas bryter ut från vulkaner eller lavasjöar och ofta bär silikat-pyroklastiska material med sig. Dessa plymer bildar röda (kortkedjiga svavel) och svarta (silikat-pyroklastiska material) avlagringar på ytan. Sedimentringarna som bildas på detta sätt är de största, ibland överstiger de 1000 km i diameter . Sådana ringar omger vulkanen Pele och Tvashtar och Dazhbog pateras . En annan typ av sultan uppstår från det faktum att lavaflöden avdunstar frost från svaveldioxid, och den flyger upp i form av ånga. Vanligtvis är höjden på sådana sultaner mindre än 100 kilometer , men dessa är de längsta av sultanerna. De bildar ofta ljusa runda avlagringar av svaveldioxid på ytan. De finns till exempel i området Prometheus , Amirani och Masubi .
BergDet finns 100-150 berg på Io. Deras genomsnittliga höjd är 6 kilometer, och maxhöjden är 17,5 ± 1,5 kilometer (nära South Mount Boosavla ) [11] . Berg är ofta stora (med en genomsnittlig längd på 157 km) isolerade geologiska strukturer. Globala tektoniska strukturer, som på jorden, är inte synliga [11] . Den enorma storleken på bergen tyder på att de huvudsakligen består av silikatstenar och inte av svavel [92] .
Trots den omfattande vulkanismen som definierar Ios utseende är nästan alla dess berg inte av vulkaniskt ursprung. De flesta av dem bildas som ett resultat av tryckspänningar i litosfären, som lyfter och ofta lutar delar av Ios skorpa och trycker dem mot varandra [93] . Trycket som leder till bildandet av berg är resultatet av kontinuerliga sättningar av vulkaniskt material [93] . Den globala fördelningen av berg över Ios yta verkar vara motsatsen till vulkaniska strukturer – områdena med minst vulkaner har många andra berg, och vice versa [94] . Detta indikerar närvaron av stora områden i litosfären i Io, i vissa av vilka kompression (bildar berg) sker, och i den andra - expansion (gynnsam för bildandet av paters) [95] . Men i vissa områden ligger berg och patera nära varandra. Detta kan förklaras av att magma ofta når ytan genom förkastningar som bildas under bildandet av berg [82] .
Bergen i Io (liksom de geologiska strukturerna som reser sig över slätterna i allmänhet) har olika former. Den vanligaste bland dem är platån [11] . De liknar stora platta mesas med ojämna ytor. De andra bergen verkar vara tippade block av Ios skorpa med en svag sluttning (bildad från en plan yta) och en brant klippa där tidigare djupt belägna lager kommer till ytan. Båda typerna av berg har ofta branta branter längs en eller flera kanter. Endast ett fåtal berg på Io är av vulkaniskt ursprung. De liknar små sköldvulkaner , med branta sluttningar (6-7°) nära sin lilla caldera och mer mjuka sluttningar vid kanterna [96] . Vulkaniska berg är små och når i genomsnitt bara 1-2 kilometer i höjd och 40-60 kilometer i bredd. Morfologin hos vissa andra strukturer (där tunna strömmar utgår från den centrala pateran, som i Ra patera) antyder att dessa också är sköldvulkaner, men med mycket mjuka sluttningar [96] .
Det verkar som att praktiskt taget alla berg på Io befinner sig i något skede av förfall. Stora jordskred är vanliga vid deras fot . Tydligen är utgjutningen den främsta faktorn i förstörelsen av berg. Mesas och Io-platån har typiskt taggiga kanter som bildas på grund av avledningen av svaveldioxid, vilket skapar svaga fläckar längs kanten av bergen [97] .
Io har en mycket tunn atmosfär bestående huvudsakligen av svaveldioxid (SO 2 ) med mindre mängder svavelmonoxid (SO), natriumklorid (NaCl) och atomärt svavel och syre [98] . Atmosfärens densitet och temperatur beror i hög grad på tid på dygnet, latitud, vulkanisk aktivitet och mängden ytfrost. Det maximala atmosfärstrycket på Io sträcker sig från 0,33×10 −4 till 3×10 −4 Pa , eller 0,3 till 3 nbar . Den observeras på det antijovianska halvklotet i Io och längs ekvatorn, och observeras ibland tidigt på eftermiddagen när yttemperaturen når ett maximum [98] [99] [100] . Trycktoppar observerades också i vulkaniska plymer, där det var 5 × 10 −4 -40 × 10 −4 Pa (5–40 nbar) [40] . Det lägsta atmosfärstrycket observeras på nattsidan av satelliten, där det sjunker till 0,1×10 −7 -1×10 −7 Pa (0,0001–0,001 nbar) [98] [99] . Temperaturen i Ios atmosfär sträcker sig från yttemperatur på låga höjder, där gasformig svaveldioxid är i jämvikt med frost, till 1800 K på höga höjder, där den låga densiteten tillåter uppvärmning från laddade partiklar i Ios plasmatorus och Joule-uppvärmning från Ios nuvarande rör [98] [99 ] . Lågtryck begränsar atmosfärens effekt på ytan, med undantag för den tillfälliga omfördelningen av svaveldioxid mellan frostrika och frostfattiga områden och expansionen av storleken på vulkaniska plymavlagringar när vulkanutskott faller in i den tätare dagsatmosfären [98 ] [99] . Ios tunna atmosfär visar också att alla sonder som landar på Io inte kommer att behöva ett aerodynamiskt skal med en värmesköld, utan kommer att behöva utrustas med retroraketer för att sakta ner och stoppa farkosten för en smidigare landning . Atmosfärens ringa tjocklek kräver också ett större motstånd hos apparaten mot strålning.
Gas från Ios atmosfär drivs in i Jupiters magnetosfär och flyr antingen in i ett neutralt moln som omger Io, eller in i en plasmatorus (en ring av joniserade partiklar) som kretsar kring Io, men roterar tillsammans med Jupiters magnetosfär. Genom denna process avlägsnas ungefär ett ton gas från Ios atmosfär varje sekund och därför bör den fyllas på i samma takt [57] . Den huvudsakliga källan till SO 2 är vulkaniska utsläpp. De pumpar i genomsnitt 10 ton svaveldioxid per sekund till Ios atmosfär, men de flesta av dessa utsläpp faller tillbaka till ytan [101] . Atmosfärisk svaveldioxid är i gasform huvudsakligen på grund av uppvärmningen av frost av solljus och dess sublimering [102] . Atmosfären på dagsidan är huvudsakligen koncentrerad inom 40° från ekvatorn, där ytan är varmast och vulkanutbrotten är mest aktiva [103] . Förekomsten av atmosfären på grund av sublimering överensstämmer med det faktum att atmosfärens densitet är maximal på den anti-jupiteriska halvklotet av Io, där SO 2 frost är som mest , och med det faktum att denna densitet ökar när Io närmar sig Sön [98] [102] [104] . Men vulkaniska utsläpp ger också ett visst bidrag till atmosfären, eftersom dess högsta densitet observeras nära vulkanernas öppningar [98] . Eftersom svaveldioxidtrycket i atmosfären är nära relaterat till yttemperaturen, krymper Ios atmosfär något på natten eller när månen är i Jupiters skugga. Atmosfärisk nedbrytning under en förmörkelse hindras avsevärt av bildandet av ett diffusionsskikt av en icke kondenserbar gas (svavelmonoxid) över ytan, men ändå är atmosfärstrycket på nattsidan av Io två till fyra storleksordningar lägre än vid kl. max strax efter middagstid [99] [105] . Mindre beståndsdelar av Ios atmosfär (som NaCl, SO, O och S) kommer från vulkaniska utstötningar, antingen från fotodissociation av SO 2 (sönderfall orsakat av solens ultravioletta strålning) eller från förstörelsen av ytsediment av laddade partiklar från Jupiters magnetosfär [102] .
Bilder av Io tagna av högkänsliga kameror under månförmörkelsen visar norrsken [106] . Precis som på jorden orsakas dessa norrsken av strålning som träffar atmosfären, men i fallet med Io kommer de laddade partiklarna längs Jupiters magnetfältslinjer, inte från solvinden . Vanligtvis observeras norrsken nära planeternas magnetiska poler, men i Io är de ljusast nära ekvatorn. Io har inget eget magnetfält, så laddade partiklar som rör sig längs Jupiters magnetfält påverkar fritt månens atmosfär. De ljusaste norrskenet uppstår nära ekvatorn, där magnetfältslinjerna är parallella med satellitens yta och därför skär igenom mer gas. Norrsken i dessa områden fluktuerar beroende på förändringar i orienteringen av Jupiters lutande magnetiska dipol [107] . Förutom de ekvatoriala finns det andra norrsken (som också syns på bilden ovan): det röda skenet av syreatomer längs lemmen av Io och det gröna skenet av natriumatomer på dess nattsida [90] .
![]() | |
---|---|
I bibliografiska kataloger |
Och om | ||
---|---|---|
Värdplanet | Jupiter | ![]() |
Regionerna i Io |
| |
Vulkaner i Io | ||
Pateri Io | ||
Berg i Io |
| |
Studie |
| |
|
Jupiters månar | |||||
---|---|---|---|---|---|
Interna satelliter | |||||
Galileiska satelliter | |||||
Himalia-gruppen | |||||
Ananke Group | |||||
Karme Group | |||||
Pasife-gruppen | |||||
isolerade satelliter |
| ||||
Listning i grupper i stigande ordning för banans halvstora axel |
Jupiter | |||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|
Egenskaper | |||||||
satelliter |
| ||||||
Forskning | |||||||
Övrig | |||||||
se även Kategori:Jupiter solsystem |
Satelliter i solsystemet | |
---|---|
över 4000 km | |
2000-4000 km | |
1000-2000 km | |
500-1000 km | |
250-500 km | |
100-250 km | |
50-100 km | |
Efter planeter (och dvärgar ) |
solsystem | |
---|---|
![]() | |
Central stjärna och planeter | |
dvärgplaneter | Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidater Sedna Orc Quaoar Gun-gun 2002 MS 4 |
Stora satelliter | |
Satelliter / ringar | Jorden / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturnus / ∅ Uranus / ∅ Neptunus / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidater späckhuggare quawara |
Först upptäckte asteroider | |
Små kroppar | |
konstgjorda föremål | |
Hypotetiska föremål |
|
atmosfärer | |
---|---|
Atmosfärer av stjärnor | Sol |
planetariska atmosfärer | |
Atmosfärer av satelliter | |
dvärgplaneter | |
exoplaneter | |
se även |