Ío (luna)
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| 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 |
| Área 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 | 0° |
| Albedo | 0,61 |
| Temperatura superficial | 130 K |
| Características atmosféricas | |
| Presión atmosférica | Trazas |
| Dióxido de azufre | % |
Ío es la luna galileana más cercana a Júpiter. Recibe su nombre de Ío, una de las muchas doncellas con las que Zeus se encaprichó en la mitología griega. Fue descubierta por Galileo Galilei en 1610 y recibió inicialmente el nombre de Jupiter I como primer satélite de Júpiter.
Tabla de contenidos |
[editar] 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 telúricos, principalmente compuestos de rocas de silicatos. Datos recientes provenientes de la misión Galileo indican que puede tener un núcleo de hierro con un radio de unos 900 km.
Cuando la sonda Voyager 1 envió 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 ha borrado por completo las señales de cráteres de impactos pasados en su superficie. 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, compuestos por material fluido 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, carece casi por completo de agua. Esto es, probablemente, debido a que en la formación de los satélites galileanos, Júpiter estaba tan caliente que no permitió condensar los elementos más volátiles en la región cercana al planeta. Sin embargo, estos volátiles sí pudieron condensarse más lejos, dando lugar a los demás satélites, que muestran una importante presencia de hielo.
En cuanto al interior del satélite puede intuirse su composición estudiando su densidad, la cual es aproximadamente 3,5 g/cm³. La densidad de hierro es de aproximadamente 5, y la de silicato es 3, de manera que el interior de Io ha de estar hecho de material rocoso y sulfuro.
En las profundidades de Io se encuentra probablemente un núcleo compuesto de elementos metálicos más pesados tales como el hierro, este núcleo es el que da lugar a la magnetosfera de esta luna.
[editar] Vulcanismo
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 a través de efectos de marea producidos por Júpiter, Europa y Ganímedes, dado que las tres lunas se encuentran en resonancia orbital (la resonancia de Laplace).
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 su órbita. 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 magnético 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.
[editar] Véase también
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