Ío (satélite): qué es, características, composición, orbita, movimiento
¿Qué es Ío?
Ío forma parte de los cuatro satélites galileanos (Ío, Europa, Ganímedes, Calisto) llamados así porque fueron descubiertos en 1610 por Galileo Galilei con un rudimentario telescopio que él mismo construyó.
Es el tercero en tamaño de los de los satélites galileanos y de los restantes 75 satélites de Júpiter. En orden de radio orbital, es el quinto satélite y el primero de los galileanos. Su nombre proviene de la mitología griega, en la que Ío era una de las tantas doncellas de las que el dios Zeus, también llamado Júpiter en la mitología romana, se enamoró.
Ío tiene la tercera parte del diámetro terrestre y un tamaño semejante al de nuestro satélite la Luna. En comparación con los demás satélites del sistema solar, Ío toma el quinto lugar en tamaño, antecedido por la Luna.
La superficie de Ío tiene cadenas de montañas que destacan sobre las extensas planicies. No se observan cráteres de impacto, lo que indica que han sido borrados por su gran actividad geológica y volcánica, considerada la mayor de todas en el sistema solar. Sus volcanes producen nubes de compuestos de azufre que se elevan 500 km por encima de su superficie.
Se cuentan sobre su superficie cientos de montañas, algunas más altas que el monte Everest, las cuales se han formado debido al intenso vulcanismo del satélite.
El descubrimiento de Ío en 1610 y de los otros satélites galileanos cambió la perspectiva de nuestra posición en el universo, ya que para ese tiempo se pensaba que éramos el centro de todo.
Al descubrir “otros mundos”, como llamó Galileo a los satélites que giraban en torno a Júpiter, se hizo más factible y palpable la idea, propuesta por Copérnico, de que nuestro planeta giraba en torno al Sol.
Gracias a Ío se hizo la primera medición de la velocidad de la luz por el astrónomo danés Ole Christensen Rømer en 1676. Él se percató de que la duración del eclipse de Ío por Júpiter era 22 minutos más corto cuando la Tierra estaba más cerca Júpiter que cuando estaba en su punto de mayor alejamiento.
Ese era el tiempo que a la luz le tomaba recorrer el diámetro orbital terrestre, de allí Rømer estimó 225.000 km/s para la velocidad de la luz, 25% menor al valor aceptado actualmente.
Características generales de Ío
Para el momento en que la misión Voyager se acercó al sistema joviano encontró ocho volcanes en erupción en Ío, y la misión Galileo, si bien no pudo acercarse demasiado al satélite, trajo imágenes de excelente resolución de los volcanes. Nada menos que 100 volcanes en erupción detectó esta sonda.
Las principales características físicas de Ío son:
- Su diámetro es de 3.643,2 km.
- Masa: 8,94 x 1022 kg.
- Densidad media 3,55 g/cm3.
- Temperatura superficial: (ºC): -143 hasta -168
- La aceleración de gravedad en su superficie es 1,81 m/s2 o 0,185g.
- Período de rotación: 1d 18h 27,6m
- Período de traslación: 1d 18h 27,6m.
- Atmósfera compuesta por dióxido de azufre (SO2) en 100%.
Resumen de las principales características de Ío
Composición
La característica más resaltante de Ío es su color amarillo, que se debe al sulfuro depositado en la superficie esencialmente volcánica. Por esto, aunque son frecuentes los impactos debidos a los meteoritos que atrae el gigante Júpiter, estos quedan borrados rápidamente.
Se piensa que en el satélite abundan los basaltos, como siempre, coloreados de amarillo por el sulfuro.
En el manto (ver más adelante los detalles de la estructura interna) abundan los silicatos fundidos, mientras que la corteza está compuesta de sulfuro y dióxido de azufre congelado.
Ío es el satélite más denso del sistema solar (3,53 g/cc) y es comparable a los planetas rocosos. La roca de silicato del manto envuelve a un núcleo de sulfuro de hierro fundido.
Finalmente, la atmósfera de Ío está compuesta casi al 100% de dióxido de azufre.
Atmósfera
Los análisis espectrales revelan una atmósfera tenue de dióxido de azufre. Aun cuando cientos de volcanes activos arrojan una tonelada de gases por segundo, el satélite no puede retenerlos debido a la poca gravedad y a que la velocidad de escape del satélite tampoco es muy elevada.
Adicionalmente, los átomos ionizados que abandonan las adyacencias de Ío son atrapados por el campo magnético de Júpiter, formando una especie de rosquilla sobre su órbita. Son estos iones de azufre los que imprimen el color rojizo al diminuto y cercano satélite Amaltea, cuya órbita está por debajo de la de Ío.
La presión de la tenue y delgada atmósfera es muy baja y su temperatura es menor a los -140ºC.
La superficie de Ío es hostil para los humanos, por sus bajas temperaturas, por su tóxica atmósfera y por la enorme radiación, ya que el satélite está dentro de los cinturones de radiación de Júpiter.
La atmósfera de Ío se apaga y se prende
Debido al movimiento orbital de Ío hay un tiempo en el cual el satélite deja de recibir la luz del Sol, ya que Júpiter lo eclipsa. Este lapso dura 2 horas y como es de esperar, la temperatura desciende.
Efectivamente, cuando Ío da su cara al Sol su temperatura es de -143 ºC, pero cuando es eclipsado por el gigantesco Júpiter su temperatura puede bajar hasta -168 ºC.
Durante el eclipse la tenue atmósfera del satélite se condensa sobre la superficie, formando hielo de dióxido de azufre y desaparece por completo.
Luego, cuando cesa el eclipse y la temperatura comienza a elevarse, el dióxido de azufre condensado se evapora y la tenue atmósfera de Ío retorna. Esta es la conclusión a la que llegó en 2016 un equipo de la NASA.
Entonces, la atmósfera de Ío no está formada por los gases de los volcanes, sino por la sublimación de los hielos en su superficie.
Movimiento de traslación
Ío da una vuelta completa alrededor de Júpiter en 1,7 días terrestres, y a cada vuelta del satélite es eclipsado por su planeta anfitrión, durante un lapso de 2 horas.
Debido a la enorme fuerza de marea la órbita de Ío debería ser circular, sin embargo esto no es así debido a la interacción con las otras lunas galileanas, con las cuales están en resonancia orbital.
Cuando Ío da 4 vueltas, Europa da 2 y Ganímedes 1. El curioso fenómeno se aprecia en la siguiente animación:
Esta interacción hace que la órbita del satélite tenga cierta excentricidad, calculada en 0,0041.
El radio orbital menor (periastro o perihelio) de Ío es de 420.000 km, mientras que el radio orbital mayor (apoastro o afelio) es de 423.400 km, dando un radio orbital medio de 421.600 km.
El plano orbital está inclinado respecto del plano orbital terrestre en 0,040°.
Se considera que Ío es el satélite más cercano a Júpiter, pero en realidad por debajo de su órbita hay cuatro satélites más, aunque sumamente pequeños.
De hecho Ío es 23 veces mayor que el más grande de estos pequeños satélites, que probablemente sean meteoritos atrapados en la gravedad de Júpiter.
Los nombres de las diminutas lunas, en orden de cercanía a su planeta anfitrión son: Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe.
Después de la órbita de Ío, el próximo satélite es uno galileano: Europa.
A pesar de ser muy cercano a Ío, Europa es completamente diferente en composición y estructura. Se cree que esto es así porque esa pequeña diferencia en el radio orbital (de 249 mil km) hace que la fuerza de marea sobre Europa sea bastante menor.
Órbita de Ío y magnetosfera de Júpiter
Los volcanes de Ío expulsan hacia el espacio átomos ionizados de azufre que son atrapados por el campo magnético de Júpiter, formando una rosquilla de conductora de plasma que coincide con la órbita del satélite.
Es el propio campo magnético de Júpiter el que arrastra el material ionizado de la tenue atmósfera de Ío.
El fenómeno crea una corriente de 3 millones de amperios que intensifica el ya poderoso campo magnético de Júpiter a más del doble, respecto al valor que tendría si no existiese Ío.
Movimiento de rotación
El periodo de rotación en torno a su propio eje coincide con el periodo orbital del satélite, lo cual es causado por la fuerza de marea que Júpiter ejerce sobre Ío, siendo su valor 1 día, 18 horas y 27,6 segundos.
La inclinación del eje de rotación es insignificante.
Estructura interna
Debido a que su densidad media es de 3,5 g/cm3 se concluye que la estructura interior del satélite es rocosa. Los análisis espectrales de Ío no revelan presencia de agua, por lo que es poco probable la existencia de hielo.
Según los cálculos en base a los datos recabados, se cree que el satélite tiene un pequeño núcleo de hierro o de hierro mezclado con azufre.
Le sigue un manto rocoso profundo y parcialmente fundido, y una corteza delgada y rocosa.
La superficie presenta los colores de una pizza mal hecha: rojo, amarillo pálido, marrón y anaranjado.
Originalmente se pensó que la corteza era de azufre, pero las mediciones en el infrarrojo revelan que los volcanes hacen erupciones de lava a 1500ºC, lo que indica que no está compuesta solo de azufre (el cual hierve a 550ºC), también hay roca fundida.
Otra evidencia de la presencia de roca es la existencia de algunas montañas con alturas que duplican al Monte Everest. El azufre por sí solo no tendría la resistencia necesaria para explicar estas formaciones.
La estructura interna de Ío según los modelos teóricos se resume en la siguiente ilustración:
Geología de Ío
La actividad geológica de un planeta o satélite es impulsada por el calor de su interior. Y el mejor ejemplo es Ío, el más interior de los satélites mayores de Júpiter.
La enorme masa de su planeta anfitrión es un gran atractor de meteoritos, como el recordado Shoemaker-Levy 9 en 1994, sin embargo Ío no muestra cráteres de impacto y la razón es que la intensa actividad volcánica los borra.
Ío tiene más de 150 volcanes activos que arrojan suficiente ceniza como para sepultar los cráteres de impacto. El vulcanismo de Ío es mucho más intenso que el de la Tierra y es el mayor de todo el sistema solar.
Lo que potencia las erupciones de los volcanes de Ío es el azufre disuelto en el magma, que cuando libera su presión impulsa al magma lanzando cenizas y gas hasta 500 m de altura.
La ceniza retorna a la superficie del satélite, produciendo capas de escombros alrededor de los volcanes.
Se observan zonas blanquecinas sobre la superficie de Ío debidas al dióxido de azufre congelado. En las grietas de las fallas la lava fundida fluye y estalla hacia arriba.
¿De dónde proviene la energía de Ío?
Siendo Ío un poco mayor que la Luna, la cual es fría y geológicamente muerta, cabe preguntarse de dónde proviene la energía de este pequeño satélite joviano.
No puede ser el calor remanente de formación, porque Ío no tiene el tamaño suficiente para retenerlo. Tampoco es la desintegración radiactiva de su interior, ya que de hecho la energía disipada por sus volcanes triplica fácilmente el calor por radiación que emana un cuerpo de tal tamaño.
La fuente de energía de Ío es la fuerza de marea, debido a la inmensa gravedad de Júpiter y debido a su cercanía al mismo.
Esta fuerza es tan grande, que la superficie del satélite sube y baja 100 m. La fricción entre las rocas es lo que produce ese enorme calor, mucho mayor por cierto que el de las fuerzas de marea terrestres, que apenas mueven uno pocos centímetros la superficie sólida de los continentes.
La enorme fricción causada por la gigantesca fuerza de marea en Ío hace que se genere calor suficiente para derretir las capas profundas. El dióxido de azufre se vaporiza, generando la presión suficiente para que el magma arrojado por los volcanes se enfríe y cubra la superficie.
El efecto marea disminuye con el cubo de la distancia al centro de atracción, por eso este efecto es menos importante en los satélites más alejados de Júpiter, donde la geología está dominada por los impactos de meteoritos.