Ío (satélite)

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Ío
Iosurface gal.jpg
Imagen de Ío en color verdadero observada por la sonda Galileo.
Descubrimiento
Descubridor Simon Marius
Galileo Galilei
Fecha 1610
Designaciones Júpiter I
Categoría Satélite galileano
Elementos orbitales
Inclinación 0,040°
Excentricidad 0,0041
Elementos orbitales derivados
Periastro o perihelio 420 000 km (periapsis)
Apoastro o afelio 423 400 km (apoapsis)
Período orbital sideral 1 d 18 h 27,6 min
Velocidad orbital media 17,334 km/s
Radio orbital medio 421 600 km
Satélite de Júpiter
Características físicas
Masa 8,94×1022 kg
Volumen 2,53x1010 km3
Densidad 3,55 g/cm³
Área de superficie 41 000 000 km²
Diámetro 3 643,2 km
Gravedad 1,81 m/s²
Velocidad de escape 2 376 m/s
Periodo de rotación 1d 18h 27,6m
Inclinación axial
Albedo 0,61
Características atmosféricas
Presión Trazas
Temperatura -143,15 °C / 130 K
Composición
Dióxido de azufre 100%
Cuerpo celeste
Anterior Tebe
Siguiente Europa

Ío es el satélite galileano más cercano a Júpiter. Recibe su nombre de Ío, una de las muchas doncellas de las que Zeus se enamoró en la mitología griega. Fue descubierto por Galileo Galilei en 1610 y recibió inicialmente el nombre de Júpiter I como primer satélite de Júpiter según su cercanía al planeta.

Con un diamétro de 3 600 kilómetros, es la tercera más grande de las lunas de Júpiter. En Ío hay planicies muy extensas y también cadenas montañosas, pero la ausencia de cráteres de impacto sugiere la juventud geológica de su superficie.[1] Con más de 400 volcanes activos, es el objeto más activo geológicamente del Sistema Solar.[2] Esta actividad tan elevada se debe al calentamiento por marea, que es la respuesta a la disipación de enormes cantidades de energía proveniente de la fricción provocada en el interior del satélite. Varios volcanes producen nubes de azufre y dióxido de azufre, que se elevan hasta los 500 km. Su superficie también posee más de cien montañas que han sido levantadas por la extrema compresión en la base de la corteza de silicatos del satélite. Algunas de estas montañas son más altas que el Monte Everest.[3]

A diferencia de la mayoría de los satélites externos del Sistema Solar, que se encuentran cubiertos de gruesas capas de hielo, Ío está compuesto principalmente de roca de silicato rodeando un núcleo de hierro derretido.

Ío cumplió un papel importante en el desarrollo de la astronomía durante los siglos XVII y XVIII, ayudando a la adopción del modelo heliocéntrico de Copérnico del Sistema Solar y de las Leyes de Kepler del movimiento planetario. La primera medición de la velocidad de la luz fue realizada por Ole Rømer midiendo el periodo de rotación de Ío.

Características físicas[editar]

Comparación de Ío con la Tierra y la Luna.

A diferencia de la mayoría de los satélites 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 cráteres. El satélite tiene 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 2 000 K (aunque las temperaturas medias son mucho más frías, cercanas más bien a los 130 K).

Interior de Ío.

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 Ío ha de estar hecho de material rocoso y azufre.

En las profundidades de Ío se encuentra posiblemente un núcleo compuesto de elementos metálicos más pesados tales como el hierro. Este núcleo es el que da lugar a la magnetosfera de este satélite.

Vulcanismo[editar]

Detalle de los volcanes de Ío observados por la sonda Galileo.
Órbitas de Ío, Europa y Ganímedes.

Ío es el cuerpo del Sistema Solar con mayor actividad volcánica. Sus volcanes, a diferencia de los terrestres, expulsan dióxido de azufre. La energía necesaria para mantener esta actividad volcánica proviene de la disipación del calor generado por los efectos de marea producidos por Júpiter, Europa y Ganímedes, dado que los tres satélites se encuentran en un caso particular de resonancia orbital llamada resonancia de Laplace. Las mareas de roca sólida de Ío son ocho veces más altas que las provocadas en los océanos terrestres por la interacción gravitacional con la Luna.

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 superficie, 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.[cita requerida]

Véase también[editar]

Referencias[editar]

Enlaces externos[editar]