Io (luna)

Iz Wikipedije, proste enciklopedije

Za druge pomene glejte Io (razločitev).

Io

Odkritje
Odkritelja	Galileo Galilei Simon Marij
Datum odkritja	7. januar, 1610
Značilnosti tira
Srednji polmer	421.700 km
Izsrednost tira	0,0041
Perijovij	420.000 km
Apojovij	423.400 km
Obhodna doba	1,769137786 d (152.853,5047 s)
Obseg tira	2.649.600 km
Tirna hitrost - največja - srednja - najmanjša	17,406 km/s 17,334 km/s 17,263 km/s
Naklon tira	25,48° (na ekliptiko) (0,05° na Jupitrov ekvator)
Satelit	Jupitra
Fizikalne značilnosti
Srednji premer	3642,6 km (28,6 % Zemljinega) (3660,0 × 3637,4 × 3630,6 km)
Površina	41.910.000 km² (8,2 % Zemljine)
Prostornina	2,53 . 10¹⁰ km³ (2,3 % Zemljine)
Masa	8,9319 . 10²² kg (1,5 % Zemljine)
Srednja gostota	3,528 g/cm³
Površinska težnost	1,79 m/s² (0,183 g)
Ubežna hitrost	2,6 km/s
Vrtilna doba	sočasno vrtenje
Ekvatorska hitrost vrtenja	271 km/h
Nagib vrtilne osi	0
Albedo	0,63
Temperatura površine - najnižja - srednja - najvišja	90 K 130 K 2000 K
Značilnosti atmosfere
Atmosferski tlak	sledovi
Žveplov dioksid	90 %

Ío (grško Ιώ: Ió) je najbolj notranji od štirih Galilejevih naravnih satelitov Jupitra. Imenovana je po Ii 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«.

[uredi] Ognjeniško delovanje

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 giga Wattov z napetostjo 400 kilo voltov. 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].

[uredi] Fizikalne značilnosti

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.

[uredi] Glej tudi

seznam geoloških značilnosti na Ii
seznam gora na Ii
seznam pater na Ii

[uredi] Zunanje povezave

Jupitrovi naravni sateliti p • p • u
Amaltejina skupina	Metis \| Adrasteja \| Amalteja \| Tebe
Galilejevi sateliti	Io \| Evropa \| Ganimed \| Kalisto
	Temisto
Himalijina skupina	Leda \| Himalija \| Liziteja \| Elara \| S/2000 J 11
	Karpo \| S/2003 J 12
Anankina skupina	Ananke \| Praksidika \| Harpalika \| Jokasta \| Euanta \| Tiona \| Evporija \| S/2003 J 3 \| S/2003 J 18 \| Telksinoja \| Helika \| Ortozija \| S/2003 J 16 \| Hermipa \| Mnema \| S/2003 J 15
Karmina skupina	S/2003 J 17 \| S/2003 J 10 \| Pasiteja \| Haldena \| Arha \| Isonoja \| Erinoma \| Kala \| Aitna \| Tajgeta \| S/2003 J 9 \| Karma \| S/2003 J 5 \| S/2003 J 19 \| Kalika \| Evkelada \| Kalihora
Pasifajina skupina	\| Evridoma \| S/2003 J 23 \| Hegemona \| Pasifaja \| Sponda \| Kilena \| Megaklita \| S/2003 J 4 \| Kaliroja \| Sinopa \| Autonoe \| Aoede \| S/2003 J 14
	S/2003 J 2
Sateliti so razvrščeni po oddaljenostih od Jupitra. Ležeče so označeni nerazvrščeni.