Průzkum sluneční soustavy je jako loupání cibule. S každou odstraněnou vrstvou člověk nalézá nové záhady k zamyšlení, každá je matoucí než ta předchozí. A to je jistě případ, pokud jde o Jupiterův systém měsíců, zejména jeho čtyři největší – Io, Evropa , Ganymede a Callisto . Známý jako Galileovské měsíce Na počest svého zakladatele mají tyto měsíce dostatek přírodních divů, aby zaměstnaly vědce po staletí.
Jako nejvnitřnější měsíc Jupiteru je také čtvrtým největším měsícem ve Sluneční soustavě, má nejvyšší hustotu ze všech známých měsíců a je nejsušším známým objektem ve Sluneční soustavě. Je to také jedno z pouhých čtyř známých těles, která zažívají aktivní vulkanismus a – s více než 400 aktivními sopkami – je geologicky nejaktivnějším tělesem ve Sluneční soustavě.
Objevování a pojmenování:
Stejně jako všechny galilejské měsíce byl objeven Galileo Galilei v lednu 1610 pomocí a dalekohled vlastní konstrukce . V té době nebyl schopen rozlišit mezi tím a Evropa kvůli nízkému výkonu jeho dalekohledu, takže oba byly zaznamenány jako jediný světelný bod. Následujícího dne však byli poprvé spatřeni jako samostatná těla. Jeho pozorování byla zveřejněna v březnu 1610 v jeho pojednání Hvězdný posel ('Hvězdný posel”).
V roce 1614 tvrdil ve své knize německý astronom Simon MariusMundus Jovialis(„Svět Jupitera“) objevit měsíce nezávisle a současně. Myslel jsem, že Galileo získal uznání za objev tím, že nejprve publikoval, byla to jména, která navrhl Marius (na příkaz Johannes Kepler ), které byly nakonec přijaty, i když až ve 20. století. Předtím by byl Io známý jakoJupiter Ina základě označení Galileo.
Dalekohled Galilea Galileiho s jeho ručně psanou poznámkou specifikující zvětšovací schopnost čočky na výstavě v The Franklin Institute ve Filadelfii. Kredit: AP Photo/Matt Rourke
Stejně jako ostatní Galilejci byl Io pojmenován po milenci Dia (řecký ekvivalent římského Jupitera). Podle mýtu byla kněžkou bohyně Héry v Argu a předkem Herakla (Herkula). Prvky na Měsíci jsou pojmenovány po postavách a místech z mýtu, ale také po božstvech ohně, sopek, Slunce a hromu z různých mýtů, stejně jako po postavách a místech z Dante's Peklo (kvůli jeho vulkanické povaze).
K dnešnímu dni schválila Mezinárodní astronomická unie 225 jmen pro své sopky, hory, náhorní plošiny a velké albedo. Příklady pojmenovaných funkcí jsou Prometheus , Chléb Mensa , Tvashtar Paterae , a Vlny Tsui Goab .
Velikost, hmotnost a oběžná dráha:
Se středním poloměrem 1821,6 ± 0,5 km a hmotností 8,93 × 1022kg, je co do velikosti ekvivalentní 0,286 Zemi a je 0,015krát hmotnější. Io obíhá Jupiter v průměrné vzdálenosti (hlavní poloosa) 421 700 km (0,002819 AU). Má malou excentricitu (0,0041), která způsobuje, že se jeho oběžná dráha mění mezi 420 000 km (0,002807 AU) v periapsi a 423 400 km (0,002830 AU) a apoapsis.
Jako nejvnitřnější z galileovských satelitů je také pátým měsícem mimo Jupiter, s oběžnou dráhou, která leží mezi malým měsícem Thebes a Galilejský měsíc Evropy. Stejně jako ostatní galileovské satelity a Měsíc se Io otáčí synchronně se svou oběžnou dobou, přičemž jednu tvář téměř vždy drží směrem k Jupiteru.
Porovnání velikosti mezi Io (vlevo dole), Měsícem (vlevo nahoře) a Zemí. Poděkování: NASA/JPL/University of Arizona
Io trvá asi 42,5 hodiny, než dokončí jeden oběh kolem Jupiteru a je v orbitální rezonanci středního pohybu 2:1 s Europou a rezonanci 4:1 s Ganymedem. To znamená, že na každý oběh Europy absolvuje dva oblety Jupitera a na každý oběh Ganymedu čtyři oblety. Tato rezonance pomáhá udržovat její orbitální excentricitu (0,0041), která zase poskytuje primární zdroj tepla pro její geologickou aktivitu.
Složení a vlastnosti povrchu Io:
Se střední hustotou 3,528 ± 0,006 g/cm3, Io má nejvyšší hustotu ze všech měsíců ve Sluneční soustavě a je výrazně hustší než ostatní Galileovské měsíce. Skládá se převážně z křemičitanových hornin a železa a svým objemovým složením je bližší terestrické planety než na jiné satelity ve vnější sluneční soustavě, které jsou většinou složeny ze směsi vodního ledu a silikátů.
Modely vnitřku Io naznačují, že se rozlišuje mezi kůrou a pláštěm bohatou na silikáty a jádrem bohatým na železo nebo sulfid železa. Toto jádro tvoří 20 % hmotnosti planety a má odhadovaný poloměr 350–650 km (220–400 mi) – za předpokladu, že je složeno téměř výhradně ze železa. Pokud se však skládá ze směsi železa a síry, má pravděpodobně poloměr 550–900 km (340–560 mi). Vzhledem k absenci detekovatelného magnetického pole není toto jádro v konvekci.
Podobné modely naznačují, že plášť se skládá z východních 75 % minerálů bohatých na hořčík a má vyšší obsah železa (ve srovnání s křemíkem) než Měsíc nebo Země, ale nižší než Mars. Litosféra Io, složená z čediče a síry usazených rozsáhlým vulkanismem Io, se odhaduje na tloušťku mezi 12 km a 40 km (7 mil – 25 mil).
Model možného složení interiéru Io s různými označenými funkcemi. Kredit: Wikipedia Commons/Kelvinsong
Na základě magnetických měření a pozorování tepelných toků se předpokládá, že magmatický oceán existuje asi 50 km pod povrchem, který sám o sobě je asi 50 km tlustý a tvoří 10 % pláště. Odhaduje se, že teplota v oceánu magmatu dosahuje 1473,15 K (1200 °C/2192 °F).
Na rozdíl od Země a Měsíce pochází hlavní zdroj vnitřního tepla Io z ohýbání přílivu a odlivu, které je výsledkem orbitální rezonance Io s Europou a Ganymedem. Takové zahřívání závisí na vzdálenosti Io od Jupiteru, jeho orbitální excentricitě, složení jeho vnitřku a jeho fyzickém stavu.
Tření nebo přílivová ztráta produkovaná ve vnitřku Io v důsledku tohoto proměnlivého přílivového tahu vytváří významné přílivové zahřívání uvnitř Io a taví značné množství pláště a jádra Io. Toto teplo je zodpovědné za vulkanickou aktivitu Io a jeho pozorovaný tepelný tok a pravidelně způsobuje erupci lávy až 500 km (300 mi) do vesmíru (viz níže).
Na povrchu Io překvapivě téměř úplně chybí impaktní krátery a místo toho je pokrytý hladkými pláněmi posetými vysokými horami, prohlubněmi různých tvarů a velikostí a sopečnými lávovými proudy. Jeho barevný vzhled (kombinace oranžové, žluté, zelené, bílé/šedé atd.) tomu odpovídá, což naznačuje, že vulkanická činnost pokryla povrch sírovými a silikátovými sloučeninami a vede k obnově povrchu.
Snímek Galileo ve vylepšených barvách zobrazující tmavou skvrnu vytvořenou velkou erupcí v Pillan Patera v roce 1997. Uznání: NASA/JPL
Námraza oxidu siřičitého je všudypřítomná na povrchu Io a tvoří velké oblasti pokryté bílými nebo šedými materiály. Atomová síra je také vidět na mnoha místech po celém Io, tvoří žluté až žlutozelené oblasti. Síra uložená ve střední zeměpisné šířce a polárních oblastech je často poškozena zářením, což vede k červenohnědým polárním oblastem Io.
Io obsahuje málo nebo žádnou vodu, i když byly předběžně identifikovány malé kapsy vodního ledu nebo hydratovaných minerálů, zejména na severozápadním úbočí hory. Gish Bar Mons . Ve skutečnosti má Io nejmenší množství vody ze všech známých těles ve Sluneční soustavě, což je pravděpodobně způsobeno tím, že Jupiter byl dostatečně horký ve vývoji Sluneční soustavy, aby z jeho povrchu vytlačil těkavé materiály, jako je voda.
Dalším výrazným prvkem na Io jsou jeho hory, které mají mezi 100 a 150 a průměrně 6 km (4 mi) na výšku, dosahující maxima 17,5 ± 1,5 km (10,9 ± 0,9 mi) v Jih B noční slunce hory . Na rozdíl od hor na Zemi se hory Io často jeví jako velké izolované struktury bez zjevných globálních tektonických vzorů.
Navzdory přítomnosti vulkanismu jsou téměř všechna pohoří Io produkována tektonickou činností a ne sopkami. Místo toho se většina iónských hor tvoří jako výsledek tlakových napětí na základně litosféry, která jsou výsledkem posunů směrem dolů od nepřetržitého pohřbívání sopečných materiálů.
Nepravá barevná mozaika povrchu Io. Velké hory se objevují v tmavě šedé a černé. Kredit: USGS Astrogeology Science Center
Hory na Io také přicházejí v různých tvarech, skládajících se z plošin a nakloněných bloků kůry, přičemž malý zbytek je vulkanický. Plošiny na Io připomínají velké stolové hory s plochým vrcholem s členitým povrchem, zatímco nakloněné bloky kůry se objevují s mělkým sklonem na jedné straně (kde byl dříve plochý terén) a ostrým svahem, kde byly podpovrchové materiály vytlačeny tlakovým napětím.
Několik hor, které jsou spojeny s vulkanismem, připomínají malé štítové sopky se strmými svahy poblíž malé centrální kaldery a mělkými svahy podél jejich okrajů. Tyto vulkanické hory jsou často menší než průměrná hora na Io, v průměru pouze 1 až 2 km (0,6 až 1,2 mi) na výšku a 40 až 60 km (25 až 37 mil) na šířku.
Aktivní sopky:
Slapový ohřev produkovaný orbitální excentricitou Io (která je způsobena jeho orbitální rezonancí s Europou a Ganymedem) z něj udělala jeden z vulkanicky nejaktivnějších světů ve Sluneční soustavě se stovkami sopek a rozsáhlými lávovými proudy. Tato aktivita je nejen zodpovědná za vyslání lávových proudů až do vzdálenosti 500 km (300 mil) do vesmíru, ale měla také hluboký vliv na povrchovou geologii a atmosféru Io.
Například velké erupce mohou vytvořit lávové proudy dlouhé desítky nebo dokonce stovky kilometrů, složené převážně z čedičových silikátů, železa a kompozitů bohatých na hořčík. Současně mohou erupce vyslat síru, plynný oxid siřičitý a popel až do vzdálenosti 200 km (120 mil) do vesmíru, čímž se ukládá materiál pro atmosféru Io, magnetosféru Jupiteru a vede k obrovským nánosům červené, oranžové, zelené, černé a bílé. materiálu na povrchu.
Sopečná činnost také vede k mnoha sopečným prohlubním, které jsou vidět přes povrch, které mají obecně ploché podlahy a strmé stěny. Tyto rysy připomínají pozemské kaldery, které se vyskytují na Zemi, když se zhroutí vyprázdněné lávové komory, a jsou také vidět na Měsíci a Marsu. Na Io však tyto útvary obecně neleží na vrcholu štítové sopky a jsou také obecně větší – v průměru 41 km (25 mi), přičemž největší ( Loki Patera ) měří 202 km (126 km).
Atmosféra:
Io má extrémně řídkou atmosféru sestávající z oxidu siřičitého (SO²), s menšími složkami, jako je oxid sírový (SO), chlorid sodný (NaCl), oxid siřičitý (SO) a atomová síra (S) a kyslík (O). Maximální atmosférický tlak se pohybuje od 3,3 x 10-5až 3 x 10-4pascalů (0,3 až 3 nbar), ale značně se liší v závislosti na denní době, zeměpisné šířce, vulkanické činnosti a hojnosti povrchových mrazů. Na noční straně tlak klesá na nejnižší hodnotu: 0,1 × 10-7až 1 × 10-7Pa (0,0001 až 0,001 nbar).
Atmosférická teplota Io se pohybuje v závislosti na nadmořské výšce, s teplotou na povrchu a nízkými výškami v průměru 110 K (-163,15 °C/-261,7 °F) s minimem 90 K (-183,15 °C/-297,7 °F)) a maximálně 130 K (-143,15 °C/225,7 °F). Ve vyšších nadmořských výškách, kde tenčí hustota atmosféry umožňuje ohřev plazmou, mohou teploty dosahovat až 1800 K (1526,85 °C/2780,3 °F).
Pozorování atmosféry Io naznačují, že atmosférické hustoty jsou nejvyšší kolem sopečných průduchů, což potvrzuje, že aktivní vulkanismus je tím, co vede k doplňování atmosféry. Nejdramatičtějším zdrojem oxidu siřičitého (SO²) jsou vulkanické vlečky, které pumpují 104kg (11,023 tun) oxidu siřičitého za sekundu do atmosféry Io v průměru, ačkoli většina z toho kondenzuje zpět na povrch.
Snímky polární aktivity Io, zachycené sondou Galileo 16. října 1998. Uznání: NASA/JPL/University Of Arizona (PIRL)
Ostatní složky atmosféry Io – NaCl, SO, S, O – pocházejí z přímého sopečného odplynění, fotodisociace SO² (tj. chemického rozpadu způsobeného interakcí se slunečním zářením) nebo rozprašováním povrchových usazenin nabitými částicemi z magnetosféry Jupiteru. .
Podobně jako Ganymede, Io zážitky z rána v důsledku interakce nabitých částic z magnetosféry Jupiteru s jeho atmosférou. V případě Io jsou polární záře nejjasnější poblíž jeho rovníku. To je způsobeno tím, že Io nemá vlastní magnetické pole, což způsobuje, že elektrony putující z Jupiteru přímo narážejí na jeho atmosféru.
Více elektronů se také srazí s atmosférou Io, kde jsou siločáry tečné k ní (blízko rovníku), což je také místo, kde se nacházejí nejdelší sloupce atmosférického plynu. Byla také pozorována slabší polární záře z atomů kyslíku podél končetiny Io a atomy sodíku na noční straně Io.
Interakce s Jupiterovou magnetosférou:
Io hraje významnou roli při utváření Jovianského magnetického pole. Když Jupiter smete materiál z atmosféry Io – rychlostí 1 tuny (2 000 liber) za sekundu – velká část se dostane na oběžnou dráhu kolem Jupiteru a vytvoří neutrální mrak atomů síry, kyslíku, sodíku a draslíku.
Tyto částice pocházejí z horní atmosféry Io a jsou excitovány srážkami s ionty v jeho atmosféře plazmový torus – prstenec ve tvaru koblihy z ionizované síry, kyslíku, sodíku, chloru a elektronů, který obklopuje planetu Jupiter. Tento torus je způsoben tím, že neutrální atomy v „oblaku“ se ionizují a jsou unášeny Jovianskou magnetosférou.
Magnetické pole Jupiteru a proudy vynucující společnou rotaci, s indikovaným torusem plazmy Io. Kredit: Wikipedia Commons
Magnetické siločáry Jupiteru, které Io protíná, spojují atmosféru a neutrální mrak Io s polární horní atmosférou Jupitera tím, že generují elektrický proud, známý jako Io. indukční trubice . Tento proud vytváří polární záři v Jupiterových polárních oblastech (která je známá jako I stopa ) a také v atmosféře Io, zejména v blízkosti rovníku (viz výše).
Joviánské siločáry magnetického pole, které se dostanou za ionosféru Io, také indukují elektrický proud, o kterém se předpokládá, že je schopen generovat přes sebe až 400 000 voltů, stejně jako elektrický proud 3 miliony ampér.
Proud také vytváří indukované magnetické pole uvnitř Io, o kterém se předpokládá, že je generováno v částečně roztaveném silikátovém oceánu magmatu 50 kilometrů pod jeho povrchem. Podobná indukovaná pole byla objevena i u ostatních galileovských měsíců; ale v těchto případech jsou pole generována v tekutých oceánech se slanou vodou, o kterých se věří, že existují v jejich nitru.
Průzkum Io:
První kosmická loď, která dosáhla Io, byla dvojče Pioneer 10ajedenáct sondy, které provedly průlety kolem Měsíce 3. prosince 1973 a 2. prosince 1974. Tyto mise poskytly cenné údaje, které umožnily lepší odhady hmotnosti Io, jeho složení (silikátová hornina spíše než vodní led) a naznačovaly, že má nejvyšší hustotu ze čtyř Galileových satelitů. ThePrůkopníkplavidla také odhalila přítomnost tenké atmosféry a intenzivních radiačních pásů poblíž své oběžné dráhy.
Snímky Mosaic of Voyager 1 z jižní polární oblasti Io, která zahrnuje dva z deseti nejvyšších vrcholů Io – Euboea Montes (vpravo nahoře) a Haemus Mons (vlevo). Poděkování: NASA/JPL/USGS
Dvojité sondy Cestování 1 a Cestování 2 minul Io v roce 1979 a pořídil podrobnější snímky Měsíce. Tyto snímky byly první, které odhalily pestrobarevnou krajinu Io a mnoho jejích rysů. Mezi ně patřil nedostatek kráterů, množství prohlubní, hor a útvarů připomínajících lávové proudy. Další analýza jeho snímků ukázala několik oblaků, což naznačuje, že Io byl vulkanicky aktivní.
Údaje zCestovatmise také ukázaly, že na povrchu Io dominují mrazy síry a oxidu siřičitého. Tyto sloučeniny také dominují jeho tenké atmosféře a torusu plazmy soustředěného na oběžné dráze Io. Srovnání s obrázky pořízenýmiCestování 2také indikovaly změny na povrchu mezi březnem a červencem a sedm z devíti vleček zaznamenaných běhemCestování 1přelety byly stále aktivní.
Následující mise na Io byla Galileo kosmická sonda, která dorazila k Jupiteru v roce 1995 a provedla blízký průlet 7. prosince. Setkání vedlo k objevu jeho velkého železného jádra, podobného ostatním terestrickým planetám Sluneční soustavy.Galileotaké pozorovali účinky velké erupce at Pillan Patera , potvrdilo složení sopečných erupcí, odhalilo velké množství aktivních sopek a několik povrchových změn, ke kterým došlo meziCestovataGalileomise (a dokonce i předchozí oběžné dráhy).
TheGalileomise byla dvakrát prodloužena – v roce 1997 a znovu v roce 2000 – během této doby sonda proletěla kolem Io celkem šestkrát před rokem 2002. Pozorování během těchto setkání odhalila geologické procesy probíhající na vulkánech a horách Io, vyloučila přítomnost magnetického pole a demonstroval rozsah vulkanické činnosti.
Časosběrná sekvence snímků Io s čistým filtrem během zatmění 1. ledna 2001. Poděkování: NASA/JPL/USGS
V prosinci 2000, Cassini kosmická loď měla vzdálené a krátké setkání se systémem Jupiter na cestě k Saturnu, což umožnilo společná pozorování sGalileo. Tato pozorování odhalila nový oblak v Tvashtar Paterae a poskytla pohled na Ioovy polární záře.
The Nové obzory kosmické lodi na cestě k Pluto a Cooperův pás , proletěl kolem Io 28. února 2007. Během setkání byla provedena četná vzdálená pozorování Io, která zahrnovala snímky velkého oblaku v Tvashtaru, první podrobná pozorování největší třídy iónského sopečného vleku, několik nových oblaků a obrázky blízké sopky Girru Patera to bylo v raných fázích erupce.
V současné době jsou plánovány dvě mise pro systém Jupiter, včetně mise NASA Juno sonda – která odstartovala 5. srpna 2011. V rámci své mise studovat původ a vývoj Jupiteru,Junomohl monitorovat vulkanickou aktivitu Io pomocí svého blízkého infračerveného spektrometru (JIRAM).
ESA plánuje Průzkumník ledového měsíce Jupiter Mise (JUICE) – jejíž start je naplánován na rok 2022 – nepoletí kolem Io, ale pomocí svých přístrojů bude monitorovat sopečnou aktivitu Io a měřit složení jeho povrchu po dobu dvou let, než se dostane na oběžnou dráhu Ganymede.
Umělecký koncept JUICE, koncept ESA pro misi orbiteru Jupiter-měsíce. Kredit: ESA
Io Volcano Observer (IVO) byl jedním z několika návrhů učiněných v rámci NASA Discovery Program třináctá mise. Tato mise však nebyla vybrána jako jeden z pěti semifinalistů k posouzení. Pokud by byl vybrán pro Discovery Mission 13, odstartoval by v roce 2021 a provedl by několik průletů kolem Io na oběžné dráze kolem Jupiteru, počínaje rokem 2026.
Io je pravděpodobně jedním z nejvíce fascinujících a jedinečných ze všech známých měsíců. Kromě toho, že je čtvrtým největším měsícem ve sluneční soustavě, je také nejhustší ze všech známých satelitů. Jeho vícebarevný povrch je vulkanicky nejaktivnější ve sluneční soustavě, ale je také velmi studený a mrazivý. Výše v jeho tenké atmosféře jsou podmínky extrémně horké kvůli přítomnosti nabitého plazmatu, který také napájí Jupiterovu magnetosféru a generuje intenzivní množství elektřiny.
Budoucí generace průzkumníků tam bezpochyby pošlou své sondy, pokusí se odemknout zbývající záhady Io a možná dokonce budou hledat způsoby, jak využít jeho indukované magnetické pole. S jeho pravidelnými erupcemi, intenzivní radiací a nepřátelským povrchem je však skutečnou jistotou, že žádné lidské bytostivůbecvkročit tam nohu.
Máme mnoho zajímavých článků z Io, Jupiter a Galileovské měsíce zde na Universe Today. Ona je jedna o tom mnoho aktivních sopek jak se mají' na špatném místě “, vůbec první geologická mapa , a jeho atmosféra .
Pro více informací se podívejte na NASA Průzkum sluneční soustavy a Pohledy na sluneční soustavu .