Io (satélite): características, composição, órbita, movimento, estrutura - Ciência - 2023

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

É o terceiro maior dos satélites galileus e dos 75 satélites de Júpiter restantes. Por ordem de raio 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 cerca do tamanho de nosso satélite, a Lua. Em comparação com os outros satélites do sistema solar, Io ocupa o quinto lugar em tamanho, precedido pela lua.

A superfície de Io tem cadeias de montanhas que se destacam das vastas planícies. Não são observadas crateras de impacto, indicando que foram apagadas por 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.

Existem centenas de montanhas em sua superfície, algumas mais altas do que o Monte Everest, que se formaram devido ao intenso vulcanismo do satélite.

A descoberta de Io em 1610 e dos demais satélites galileus mudou a perspectiva de nossa posição no universo, pois naquela época éramos considerados o centro de tudo.

Ao descobrir "outros mundos", como Galileu chamou os satélites que giravam em torno de Júpiter, a ideia, proposta por Copérnico, de que nosso planeta girava em torno do Sol tornou-se mais factível e palpável.

Graças a Io, 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 Io por Júpiter era 22 minutos mais curta quando a Terra estava mais perto de Júpiter do que quando estava em seu ponto mais distante.

Esse foi o tempo que levou para a luz viajar pelo diâmetro orbital da Terra, de lá Rømer estimou 225.000 km / s para a velocidade da luz, 25% menos do que o valor atualmente aceito.

Características gerais de Io

No momento em que a missão Voyager se aproximou do sistema de Júpiter, ela encontrou oito vulcões em erupção em Io, e a missão Galileo, embora incapaz de chegar muito perto do satélite, trouxe imagens de excelente resolução dos vulcões. Nada menos que 100 vulcões em erupção detectaram esta sonda.

As principais características físicas de Io são:

-Seu diâmetro é 3.643,2 km.

-Massa: 8,94 x 10²² kg.

-Densidade média 3,55 g / cm³.

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

- A aceleração da gravidade em sua superfície é de 1,81 m / s² ou 0,185g.

-Período de rotação: 1d 18h 27,6m

- Período de tradução: 1d 18h 27,6m

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

Resumo das principais características de Io

Composição

A característica mais marcante de Io é a sua cor amarela, que se deve ao enxofre depositado na superfície essencialmente vulcânica. Por isso, embora os impactos causados por meteoritos que o gigante Júpiter atrai sejam frequentes, eles são rapidamente apagados.

Os basaltos são considerados abundantes no satélite, como sempre, coloridos de amarelo pelo enxofre.

Silicatos fundidos abundam no manto (veja abaixo para 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 do manto envolve um núcleo de sulfeto de ferro fundido.

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

Atmosfera

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

Além disso, átomos ionizados que deixam as adjacências de Io são capturados pelo campo magnético de Júpiter, formando uma espécie de donut em sua órbita. São esses íons de enxofre que dão ao minúsculo satélite vizinho Amalthea, cuja órbita está abaixo da de Io, a cor avermelhada.

A pressão da fina e fina atmosfera é muito baixa e sua temperatura está abaixo de -140ºC.

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

A atmosfera de Io se desvanece e se inflama

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

Na verdade, quando Io está de frente para 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 fina atmosfera do satélite se condensa na superfície, formando gelo de 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 fina atmosfera de Io retorna. Essa é a conclusão a que chegou em 2016 uma equipe da NASA.

Assim, a atmosfera de Io não é formada por gases de vulcões, mas pela sublimação do gelo em sua superfície.

Movimento de tradução

Io faz uma revolução completa ao redor de Júpiter em 1,7 dias terrestres e, a cada volta do satélite, ele é eclipsado por seu planeta hospedeiro, por um período de 2 horas.

Devido à enorme força de maré, a órbita de Io deveria ser circular, porém este não é o caso devido à interação com as outras luas galileanas, com as quais estão em ressonância orbital.

Quando Io faz 4 voltas, Europa faz 2 e Ganimedes 1. O curioso fenômeno pode ser visto na seguinte animação:

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 tem 420.000 km, enquanto o maior raio orbital (apóstrofo ou afélio) é 423.400 km, dando um raio orbital médio de 421.600 km.

O plano orbital está inclinado em relação ao plano orbital da Terra em 0,040 °.

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

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

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

Depois da órbita de Io, o próximo satélite é um galileu: Europa.

Apesar de estar muito perto de Io, a Europa é completamente diferente em composição e estrutura. Acredita-se que seja assim porque a pequena diferença no raio orbital (249 mil km) torna a força da maré em Europa consideravelmente menor.

Órbita de Io e magnetosfera de Júpiter

Vulcões em Io ejetam átomos de enxofre ionizados para o espaço que são capturados pelo campo magnético de Júpiter, formando uma rosca condutora de plasma que corresponde à órbita do satélite.

É o próprio campo magnético de Júpiter que extrai o material ionizado da fina atmosfera de Io.

O fenômeno cria uma corrente de 3 milhões de amperes que intensifica o já poderoso campo magnético de Júpiter para mais do que o dobro do valor que teria se não houvesse Io.

Movimento rotatório

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

A inclinação do eixo de rotação é insignificante.

Estrutura interna

Porque sua densidade média é 3,5 g / cm³ conclui-se que a estrutura interna do satélite é rochosa. A análise espectral de Io não revela a presença de água, então a existência de gelo é improvável.

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

É seguido por um manto rochoso profunda e parcialmente derretida, e uma crosta rochosa fina.

A superfície apresenta as cores de uma pizza malfeita: vermelho, amarelo claro, castanho e laranja.

Foi originalmente pensado que Córtex Era enxofre, mas medições no infravermelho revelam que vulcões explodem lava a 1500ºC, indicando que não é composta apenas de enxofre (que ferve a 550ºC), há também rocha derretida.

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

A estrutura interna de Io de acordo com os modelos teóricos é resumida na seguinte ilustração:

Geologia de Io

A atividade geológica de um planeta ou satélite é impulsionada pelo calor de seu interior. 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 por Shoemaker-Levy 9 em 1994, porém Io não apresenta 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 as 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 potencializa as erupções dos vulcões de Io é o enxofre dissolvido no magma que, ao liberar sua pressão, impulsiona o magma, jogando cinzas e gases até 500 m de altura.

As cinzas voltam 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 das falhas a lava derretida flui e explode para cima.

De onde vem a energia de Io?

Como Io é um pouco maior que a Lua, que é fria e geologicamente morta, podemos nos perguntar de onde vem a energia desse pequeno satélite Jupiteriano.

Não pode ser o calor restante da formação, porque Io não é grande o suficiente para retê-lo. Nem é a decadência radioativa de seu interior, pois de fato a energia dissipada por seus vulcões facilmente triplica o calor da radiação que um corpo desse tamanho emana.

A fonte de energia de Io é força da maré, devido à imensa gravidade de Júpiter e devido à sua proximidade com ele.

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 enorme calor, certamente muito maior que o das marés terrestres, que mal movem a superfície sólida dos continentes em alguns centímetros.

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

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

Referências

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