Io (luna)

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Skoči na: navigacija, iskanje
Io
Slika Io v resničnih barvah, kot jo je posnela Sonda Galileo
Za opis klikni sliko
Odkritje
Odkritelj: Galileo Galilei
Datum odkritja: 7. januar 1610
Značilnosti tira
Periapsida: 420.000 km (0,002807 AE)
Apoapsida: 423.400 km (0,002830 AE)
Srednji polmer orbite: 421.700 km (0,002819 AE)
Izsrednost: 0,0041
Obhodna doba: 1,769137786 d (152.853,5047 s, 42 h)
Povp. tirna hitrost: 17,334 km/s
Naklon tira: 2,21° (glede na ekliptiko)
0,05° (glede na Jupitrov ekvator)
Obkroža: Jupiter
Fizikalne značilnosti
Razsežnosti: 3660,0 × 3637,4 × 3630,6 km[1]
Srednji polmer: 1821,3 km (0,286 Zemljine)[1]
Površina: 41.910.000 km² (0,082 Zemljine)
Prostornina: 2,53 · 1010 km³ (0,023 Zemljine)
Masa: 8,9319 · 1022 kg (0,015 Zemljine)
Srednja gostota: 3,528 g/cm³
Ekvatorialna površinska težnost: 1,796 m/s² (0,183 g)
ubežna hitrost: 2,558 km/s
Vrtilna doba: sinhrono
Hitrost vrtenja na ekvatorju: 271 km/h
Albedo: 0,63 ± 0,02[2]
Površinska temp.:
   Surface
min mean max
130 K 200 K
Navidezni sij: 5,02 (opozicija)[3]
Atmosfera
Površinski tlak: trace
Sestava: 90 % žveplovega dioksida

Ío (grško Ιώ: Ió) je najbolj notranji od štirih Galilejevih naravnih satelitov Jupitra. Imenovana je po Io iz grške mitologije, ki je bila ena od mnogih ljubic Zeusa (v rimski mitologiji je znan kot Jupiter).

Čeprav je ime »Io« predlagal Simon Marij kmalu po svojem odkritju leta 1610, so to ime in imena ostalih Galilejevih lun za lep čas padle v nemilost in se niso uporabljale v splošni rabi vse do sredine 20. stoletja. V zgodnejših astronomskih virih se Io preprosto označuje s svojo rimsko številko kot Jupiter I ali pa preprosto kot »prvi Jupitrov satelit«.

Ognjeniško delovanje[uredi | uredi kodo]

Vesoljska sonda Galileo je odkrila več dejavnih ognjenikov. Izbruh v gornjem izseku je dosegel 140 km višine, drugi izbruh pa 75 km višine.

Io je najbolj znana po svoji ognjeniški naravi, saj je najbolj dejavno ognjeniško telo v Osončju. Podobno kot ognjeniki na Zemlji tudi Iini ognjeniki bruhajo žveplo in žveplov dioksid. Prvotno je bilo mišljeno, da tudi tokovi lave vsebujejo žveplove spojine. Vendar je bolj verjetno, da je velik del teh tokov iz staljenih silikatnih kamnin, podobno kot na Zemlji.

Najverjetnejši vzrok te energije so plimni vplivi med Io, Jupitrom in dvema drugima lunama, Evropo in Ganimedom. Te tri lune so vezane v Laplaceove resonančne tirnice. To pomeni, da za eno obkrožitev Jupitra, ki jo opravi Ganimed, Evropa opravi dve obkrožitvi, Io pa štiri. Poleg tega Io Jupitru vedno kaže isti obraz. Gravitacijski vplivi med Evropo, Ganimedom in Jupitrom povzročajo, da se Io razteguje in ukrivlja do 100 metrov, to pa ustvarja dovolj toplote preko notranje ga trenja.

Višine nekaterih ognjeniških izbruhov na Ii so bili izmerjene celo preko 300 km nad površino lune, s tem, da je izbruhan material na začetku dosegel hitrost približno en kilometer na sekundo. Ognjeniški izbruhi se zelo hitro spreminjajo. V samo štirih mesecih med mimoletoma vesoljskih sond Voyager 1 in Voyager 2 so se nekateri izbruhi ustavili in pričeli druge. Tudi okolice ognjeniških žrel so se v tem času zaradi novih nanosov vidno spremenile.

Obstaja še en pomemben vir energije. Io namreč preseka silnice Jupitrovega magnetnega polja in s tem ustvarja električni naboj. Čeprav ta vir energije ni tako velik v primerjavi s plimnim segrevanjem, vseeno ta tok lahko prenaša preko 1000 gigaWattov z napetostjo 400 kilovoltov. S tem tudi odnaša ionizirane atome z Ie s hitrostjo 1000 kilogramov na sekundo. Zaradi hitrega vrtenja Jupitrovega magnetnega polja se ti delci odnašajo po tirnici pred Io in tako tvorijo torus zelo močnega sevanja okoli Jupitra, ki svetlo žari v ultravijolični svetlobi. Delci, ki uhajajo iz tega torusa, so delno odgovorni za nenavadno veliko magnetosfero, saj pritiskajo navzven in jo napihujejo. Nedavni podatki iz vesoljske sonde Galileo kažejo, da ima mogoče Io lastno magnetno polje.

Lega Ie glede na Zemljo in Jupiter ima močan vpliv na radijska oddajanja Jupitra glede na Zemljo. Ko je Io viden, se radijski signali z Jupitra znatno povečajo.

Februarja 2001 se je zgodil doslej največji zabeleženi ognjeniški izbruh v Osončju [1].

Fizikalne značilnosti[uredi | uredi kodo]

Na Ii je možno opaziti različne barve in svetlosti, kar prikazuje ta slika z izboljšanimi barvami.

V nasprotju z večino lun v zunanjem Osončju je Io v osnovni sestavi bolj podoben zemeljskim planetom, ki so sestavljeni večinoma iz stopljenih silikatnih kamenin. Nedavni podatki z vesoljske sonde Galileo kažejo, da ima Io jedro iz železa (mogoče pomešanega z železovim sulfidom), polmer jedra pa znaša vsaj 900 km.

Ko je Voyager 1 vrnil prve slike Ie v letu 1979, so znanstveniki pričakovali številne kraterje, in bi z gostoto kraterjev na Iini površini lahko približno ocenili starost lune. Vendar pa so bili presenečeni, saj na Ii praktično ni bilo moč najti kraterjev zaradi obsežnih ognjeniških dejavnosti, ki znova in znova spreminjajo površje. Ker so površinske značilnosti, ki jih vidimo danes, nastale relativno nedavno, se Iino površje opisuje kot »mlado«, podobno kot zemeljsko površje. V nasprotju s tem imajo nebesna telesa s številnimi kraterskimi značilnostmi, kot je Zemljina Luna, »staro« površje, saj so ostala taka več milijard let.

Poleg ognjenikov lahko na Iinem površju najdemo tudi neognjeniške gore, številna jezera staljenega žvepla, več kilometrov globoke kaldere ter obsežne večstokilometrske tokove tekočine z nizko viskoznostjo (to so verjetno različne oblike tekočega žvepla in silikatov). Žveplo in njegove spojine povzročajo širok razpon barv na Iinem površju.

Tvashtar Catena, območje na Ii z dejavnim ognjeniškim delovanjem

Z analizo slik z Voyagerja so znanstveniki domnevali, da so tokovi lave na Iinem površju večinoma sestavljeni iz različnih spojin žvepla. Kasnejše raziskave z infrardečim merjenjem so pokazale, da so ti tokovo mnogo prevroči za žveplo, saj so nekatere vroče točke dosegle temperature do 2000 kelvinov, kar je 1300 kelvinov višje od vrelišča žvepla, čeprav je povprečna temperatura okoli 130 kelvinov. Ena od trenutnih teorij pravi, da so Iine lave iz staljenih silikatnih kamenin. Nedavna opazovanja s Hubblovim vesoljskim daljnogledom so pokazala, da je material bogat z natrijem. Na različnih področjih so lahko različni materiali.

Io ima redko atmosfero, sestavljeno žveplovega dioksida in mogoče tudi drugih plinov.

V nasprotju z ostalimi Galilejevimi sateliti ima Io le malo ali nič vode. To je verjetno zaradi tega, ker je bil Jupiter v začetkih Osončja dovolj vroč, da je uparil hlapljive elemente v bližini Ie, vendar ne dovolj vroč, da bi to storil dlje od nje.

Opombe in reference[uredi | uredi kodo]

  1. ^ 1,0 1,1 Thomas, P. C.; et al. (1998). "The Shape of Io from Galileo Limb Measurements". Icarus (v angleščini) 135 (1): 175–180. 
  2. ^ Yeomans, Donald K. (2006-Jul-13). "Planetary Satellite Physical Parameters" (v angleščini). JPL Solar System Dynamics. Pridobljeno dne 2007-11-05. 
  3. ^ "Classic Satellites of the Solar System" (v angleščini). Observatorio ARVAL. Pridobljeno dne 2007-09-28. 

Zunanje povezave[uredi | uredi kodo]