Martes 21 de Noviembre de 2017
Ío es el satélite galileano más cercano a Júpiter. Es el cuarto satélite del planeta gigante por su tamaño, tiene la más alta densidad entre todos los satélites y, en proporción, la menor cantidad de agua entre todos los objetos conocidos del Sistema Solar. Recibe el nombre de Ío, debido a una de las muchas doncellas de las que Zeus se enamoró en la mitología griega, aunque inicialmente recibió el nombre de Júpiter I por ser el primer satélite de Júpiter según su cercanía al planeta. Con un diámetro de 3.600 kilómetros, es la tercera luna más grande 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. Con más de 400 volcanes activos, es el objeto más activo geológicamente hablando del sistema solar. 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.
Ío es el satélite galileano más cercano a Júpiter. Es el cuarto satélite del planeta gigante por su tamaño, tiene la más alta densidad entre todos los satélites y, en proporción, la menor cantidad de agua entre todos los objetos conocidos del Sistema Solar. Recibe el nombre de Ío, debido a una de las muchas doncellas de las que Zeus se enamoró en la mitología griega, aunque inicialmente recibió el nombre de Júpiter I por ser el primer satélite de Júpiter según su cercanía al planeta. Con un diámetro de 3.600 kilómetros, es la tercera luna más grande 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. Con más de 400 volcanes activos, es el objeto más activo geológicamente hablando del sistema solar. 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, compuesta de
silicatos. Algunas de estas montañas son más altas que el Monte Everest
de la Tierra.
A diferencia de la mayoría de los satélites externos del Sistema Solar,
que se encuentran cubiertos por gruesas capas de hielo, Ío está
compuesto principalmente de roca de silicato, que rodea 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 Nicolás 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 traslación de
Ío. Fue descubierto por Galileo el 7 de enero de 1610, fecha en que
halló junto a Júpiter tres estrellas fijas, totalmente invisibles por su
pequeño tamaño, según anotó en su diario. A la noche siguiente
descubrió una cuarta estrella, y en noches posteriores comprobó que
orbitaban en torno al planeta, por lo que dedujo que eran satélites.
Se trataba de Ío, Europa, Ganímedes y Calisto. Galileo llamó inicialmente a estas lunas Astros
Mediceos, en honor a su Mecenas, pero la propuesta no gustó a otros
astrónomos, que buscaron alternativas; así, el alemán Simon Marius,
quien aseguraba haber descubierto también las lunas incluso antes que Galileo, propuso nombres basados en la mitología griega, por los que son
los conocidos hoy día. Galileo contraatacó proponiendo que se llamasen
Júpiter I, II, III y IV, nombres que fueron usados hasta principios del
siglo XX, en el que se recuperaron los nombres propuestos por Marius.
Las cuatro lunas de Júpiter son también conocidas como Satélites
Galileanos. 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 130ºK. 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 elementos volátiles sí pudieron condensarse más lejos,
dando lugar a que los demás satélites muestren 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. 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. Durante los siguientes dos siglos y medio después de su descubrimiento, Ío se mantuvo como un punto de la quinta magnitud imposible de resolver con un telescopio. Aun así, durante el siglo XVII los satélites galileanos se emplearon para diversos propósitos como la determinación de la longitud, la validación de la tercera ley de Kepler para el movimiento planetario o la medición del tiempo que requiere la luz para cruzar el espacio que separa a Júpiter de la Tierra.
Fotografía Original 1 Fotografía Original 2
Fotografía Original 3
Fotografía Original 4
Fotografía Original 5
Fotografía Original 6
Crédito: Universo Mágico
Fotografía Original 3
Fotografía Original 4
Fotografía Original 5
Fotografía Original 6
Crédito: Universo Mágico
| Nombre | Magnitud | Datos |
| Ío | Max = 5 | Solar System Exploration |
