Io (luna)

Io es un satellit naturau de Jupitèr e lo satellit galilean pus pròche de la planeta. Es tanben lo quatren pus gròs satellit dau Sistèma Solar. Descubèrt en 1610 per Galileo Galilei, es caracterizat per una activitat volcanica fòrça importanta causada per lei fòrças de marèia de Jupitèr. Ansin, Io a una superficia formada de montanhas, de volcans e de plans de color variabla (roge, jaune, verd...). En causa d'aquela activitat, l'atmosfèra d'Io a d'interaccions ambé la magnetosfèra de Jupitèr qu'entraïna la formacion d'un tore de plasma de lòng de l'orbita dau satellit.

La talha d'Io es leugierament pus importanta que la Luna amb un rai planetari mejan egau a 1 821,3 km contra 1 737,10^[1]. Sa massa representa 1,21 còps la massa de la Luna. Sa densitat, 3,528, es la pus auta dei satellits naturaus dau Sistèma Solar.

Io es un còrs diferenciat amb un nuclèu, un mantèu e una crosta. Sa densitat e sa composicion son relativament pròchas dei planetas de tipe terrèstre. Ansin, segon lei mesuras fachas per lei sondas Voyager e Galileo, l'interior de la planeta es compausat d'un nuclèu de fèrre e de sulfurs enviroutat per un mantèu e una crosta de silicats^[2]. La massa dau nuclèu es quasi 20% de la massa dau satellit^[3]. Son rai es estimat entre 350 e 650 quilomètres, se lo percentatge de fèrre es important, o entre 550 e 900 quilomètres, se lo percentatge de sulfurs es aut.

Lo mantèu es compausat ai tres quarts per de mineraus de tipe forsterita amb una composicion pròcha de condrita L o LL e un percentatge de fèrre pus important que per lo mantèu terrèstre^{[4] [5]}. Entre 10 e 20% dau mantèu seriá en fusion mai aquelei taus serián pus importants dins lei regions volcanicas de la planeta^[6]. Lei donadas de la sonda Galileo, estudiadas tornarmai en 2009, mostrarà la preséncia d'un camp magnetic que necessitariá l'existéncia de magma liquid a 50 km de la superficia^[7].

La superficia d'Io es relativament jova e manca de cratèrs d'impacte dau fach dau volcanisme important dau satellit. La superficia es donc recubèrta per de plans, de volcans e de montanhas^[8]. De mai, lei terrens visibles son fòrça acolorits per lei materiaus volcanics. Aquelei materiaus son principalament de silicats, de sofre e de dioxid de sofre^[9] desgatjats per lei volcans.

L'excentricitat de l'orbita d'Io a l'entorn de Jupitèr, sa proximitat ambé la planeta e lei fòrças de marèia importantas^[10] entraïnan la fusion d'una partida dei materiaus de l'interior dau satellit e un volcanisme important a la superficia. Foguèt descubèrt per la sonda Voyager 1 en 1979 qu'observèt de plumachos volcanics^[11]. En tot, Io podriá tenir aperaquí 400 volcans actius^[12]. Lo magma es principalament basaltic (silicats ambé de compausats rics en magnèsi) mai lo sofre jòga un ròtle non negligible. Tres tipes d'erupcions son observats :

• leis erupcions intra-patera se debanan dins de depressions volcanicas dichas paterae. Lei paterae semblan ai caldeiras terrèstras amb un fons plan e de parets escabrosas. Dins aquò, una origina similara per lei patera e lei caldeiras de la Tèrra es pas segura a l'ora d'ara. Lo diamètre mejan de la depression es 41 quilomètres per una prefondor egala a 1500 mètres^[13]. La pus granda es la Patera Loki que tèn un diamètre de 202 quilomètres. Leis erupcions intra-patera prenon la forma de coladas o de lac de lava au fons de la patera^{[14] [15]}.
• leis erupcions en coladas continuas duran generalament uneis annadas o decennis e forman de quantitats de lava fòrça importantas. Aqueleis erupcions se debanan dins de cratèrs volcanics coma lei paterae o a l'entorn de falhas dins lei plans d'Io. Sovent, lo debit de lava emesa es relativament constant. La superficia dei zonas recubèrtas per lei lavas d'una erupcion d'aqueu tipe podriá montar a 125 000 km²^[16].
• leis erupcions explosivas se caracterizan per de duradas pus cortas (de setmanas o de mes) que leis autrei tipes d'erupcions, de temperaturas pus autas e de fònts de lava^[16]. Una erupcion explosiva se debaba per l'arribada a la superficia d'un dic de magma dau mantèu. Entraïna generalament una aumentacion de la luminositat infraroja d'Io.

Io a entre 100 e 150 montanhas amb una autor mejana de 6000 mètres per una longor de 157 quilomètres. La montanha pus importanta, Boösaule Montes, a una altitud egala a 17,5 (± 1,5) km. Aquelei montanhas an pas d'origina tectonica coma per la Tèrra. Lor formacion seriá causada per la compression de la litosfèra^[17]. Lei formas son variadas mai lei platèus son lei pus frequentas^[18]. Lei montanhas e lei volcans son situats dins de regions diferentas^[19]. Una ipotèsi per explicar aqueu fach seriá que lo magma remonta pus facilament dins lei regions amb una litosfèra mens compressada^[13].

Certanei montanhas raras son d'origina volcanica. Son de volcans bloquiers amb un cratèr centrau pichon^[20]. Aquelei volcans an una altitud compresa entre 1000 e 2000 mètres per un diamètre de 40-60 km. Son donc pus pichons que leis autrei montanhas d'Io.

Io a una atmosfèra tèuna d'una espessor egala a 120 km amb una pression variant entre 0,3 e 3 nbar. Es principalement facha de dioxid de sofre e d'autreis elements en quantitats limitadas coma de monoxid de sofre, de clorur de sòdi, d'oxigèn e de sofre^[21]. La temperatura mejana de la superficia varia entre −143 °C pendent lo jorn e −184 °C durant la nuech. La pression varia ambé l'activitat volcanica, la lutz dau Soleu, la latitud e l'abondància dei glaç a la superficia^{[21] [22] [23]}. La fònt principala de dioxid de sofre es lo volcanisme dau satellit^[24]. En revenge, Jupitèr e sa magnetosfèra entraïnan l'erosion de l'atmosfèra d'Io au nivèu de l'ionosfèra de son satellit. D'efèct, i a un tor d'ions que parteja l'orbita d'Io a l'entorn de Jupitèr e derraba de materiaus a son atmosfèra.

L'orbita d'Io passa dins lei linhas dau camp magnetic de Jupitèr entraïnant una interaccion ambé la magnetosfèra de la planeta joviana sota la forma d'un corrent electric. En comparason dei fòrças de marèia, aqueu corrent representa una fònt d'energia febla. Pasmens, causa la dissipacion d'una poissança egala a un terawatt amb un potenciau egau a 400 000 volts. Entraïna tanben la dispersion d'ions a l'entorn de Jupitèr que van emetre un raionament ultraviolet caracteristic.

Io orbita a l'entorn de Jupitèr de manièra sincròna a una distància mejana de 421 700 km en 42,5 oras. Es a dire que la fàcia dirigida vèrs Jupitèr es totjorn la mema e que lei periòdes de rotacion a l'entorn de l'axe dau satellit e de sa planeta son identics. L'excentricitat de l'orbita es egala a 0,0041. Es estabilizada per doas resonàncias amb Euròpa (2:1) e Ganimèdes (4:1).

En teoria, l'uelh uman podriá veire Io — e tanben lo rèsta dei satellits galileians — se sa lutz èra pas esconduda per aquela de Jupitèr. Ansin, l'observacion d'Io es relativament aisada amb un pòrtavista o un telescòpi amator.

Lei telescòpis terrèstres foguèron lo mejan unic d'observar e d'estudiar Io fins ais annadas 1970. En causa de la distància, lei descubèrtas sus la natura de la planeta o sus sa superficia demorèron limitats avans lo desvolopament dei telescòpis pus modèrns e de l'observacion dins d'autrei raionament que la lutz visibla. Pasmens, maugrat aquela manca de detalhs, leis observacions d'Io — e dei tres autres satellits galileans — aguèron mai d'un interés.

Ansin, dins lo corrent dau sègle XVII, Io èra solament un disc lusent dins lei telescòpis. Pasmens, sa posicion e son movement a l'entorn de Jupitèr foguèt utilizat per lei marins per establir la longitud^[25] e per lei scientifics per validar lei lèis de Kepler o determinar la velocitat de la lutz. A partir dau sègle XIX, lei progrès tecnics permetèron de veire lei caracteristicas principalas de la superfica e de descubrir l'existéncia de variacions de la luminositat entr lei regions polaras e equatorialas que foguèron atribuit a de variacions d'albedo. Per la seguida, la diferéncia de color entre aquelei regions foguèt confirmada^[26].

Au sègle XX, leis observacions permetèron de descubrir la natura inabituala de la superficia d'Io e una partida de sa composicion, en particular l'absència d'aiga^[27] e la predominança de compausats fachs de sòdi o de sofre^[28]. Enfin, foguèt descubèrt l'influéncia d'Io sus la magnetosfèra de Jupitèr^[29].

Pioneer 10 e 11 foguèron lei premierei sondas espacialas qu'arribèron dins la region d'Io lo 3 de decembre de 1973 e lo 2 de decembre de 1974^[30]. Aquelei passatges permetèron d'estimar pus precisament lo diamètre e la massa dau satellit. La densitat auta, la preséncia d'una atmosfèra tèuna e aquela d'una cencha de raionament de lòng de son orbita a l'entorn de Jupitèr foguèron tanben descubèrtas^[31]. Enfin, Pioneer 11 capitèt de realizar la premiera fotografia detalhada de la superficia.

En 1979, Voyager 1 agantèt Io lo 5 de març e Voyager 2 lo 9 de julhet e permetèron un gròs nombre de descubèrtas. La premiera foguèt l'observacion detalhada de la superficia. Permetèt de descubrir l'abséncia de cratèrs, l'existéncia de montanhas autas e la preséncia de zonas similaras a de coladas de lava. Aqueu volcanisme foguèt confirmat per l'observacion de plumachos sus certanei fotografias^{[32] [33]}. Enfin, s'observèt la preséncia de compausats fachs de sofre e l'existéncia d'un tore de plasme sus l'orbita d'Io^{[34] [35] [36]}.

La sonda Galileo arribèt dins lo sistèma jovian en 1995. Se sa mission principala èra d'estudiar Jupitèr, permetèt de descubrir l'existéncia d'un nuclèu metallic, de confirmar la natura silicatada dau magma d'Io e lo ròtle de sofre dins lo volcanisme dau satellit. Divèrsei fotografias de la superficia permetèron d'identificar de relèus novèus^{[37] [38]}.

La sonda Cassini traversèt lo sistèma de Jupitèr en decembre de 2000 durant son viatge vèrs Saturne. Observèt l'activitat volcanica de la superficia dau satellit e permetèt d'exclure l'existéncia d'un camp magnetic autonòm a l'entorn d'Io^[39].

La sonda New Horizons passèt dins lo sistèma jovian a la fin de febrier de 2007. Observèt lo volcanisme sus Tvashtar e dins la region de Girru Patera^[40].

1. ↑ Thomas, P. C.; et al. (1998). "The Shape of Io from Galileo Limb Measurements". Icarus 135 (1): 175–180.
2. ↑ Anderson, J. D.; et al. (1996). "Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io". Science 272 (5262): 709–712.
3. ↑ Anderson, J. D.; et al. (2001). "Io's gravity field and interior structure". J. Geophys. Res. 106: 32963–32969.
4. ↑ Sohl, F.; et al. (2002). "Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites". Icarus 157: 104–119.
5. ↑ Kuskov, O. L.; V. A. Kronrod (2001). "Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites". Icarus 151: 204–227.
6. ↑ Moore, W. B. et al. (2007). "The Interior of Io.". in R. M. C. Lopes and J. R. Spencer. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 89–108.
7. ↑ Kerr, R. A. (2010). "Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io". Science 327 (5964): 408–409.
8. ↑ Smith, B. A.; et al. (1979). "The Jupiter system through the eyes of Voyager 1". Science 204 (4396): 951–972.
9. ↑ Carlson, R. W.; et al. (2007). "Io's surface composition". In Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 194–229.
10. ↑ Peale, S. J.; et al. (1979). "Melting of Io by Tidal Dissipation". Science 203 (4383): 892–94.
11. ↑ Morabito, L. A.; et al. (1979). "Discovery of currently active extraterrestrial volcanism". Science 204 (4396): 972.
12. ↑ R. M. C. Lopes et al., « Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys », dans Icarus, vol. 169, 2004, p. 140–174.
13. ↑ ^13,0 et ^13,1 D. Radebaugh et al., « Paterae on Io: A new type of volcanic caldera? », dans J. Geophys. Res., vol. 106, 2001, p. 33005–33020.
14. ↑ J. E. Perry et al., « Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001 », dans Lunar and Planetary Science Conference XXXIV, Clear Lake City, Texas, 2003.
15. ↑ R. M. C. Lopes et al., « Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys », dans Icarus, vol. 169, 2004, p. 140–174
16. ↑ ^16,0 et ^16,1 A. Davies, Volcanism on Io: A Comparison with Earth, Cambridge University Press, 2007, p. 155–232
17. ↑ Schenk, P. M.; Bulmer, M. H. (1998). "Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements". Science 279 (5356): 1514–1517.
18. ↑ Schenk, P.; et al. (2001). "The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo". Journal of Geophysical Research 106 (E12): 33201–33222.
19. ↑ McKinnon, W. B.; et al. (2001). "Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting". Geology 29: 103–106.
20. ↑ Schenk, P. M.; et al. (2004). "Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io". Icarus 169: 98–110.
21. ↑ ^21,0 et ^21,1 Lellouch, E.; et al. (2007). "Io's atmosphere". In Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 231–264.
22. ↑ Spencer, A. C.; et al. (2005). "Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io’s SO2 atmosphere". Icarus 176: 283–304.
23. ↑ Walker, A. C.; et al. (2010). "A Comprehensive Numerical Simulation of Io’s Sublimation-Driven Atmosphere". Icarus in press: 409.
24. ↑ Schneider, N. M.; Bagenal, F. (2007). "Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions". In Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 265–286.
25. ↑ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F., « Longitude and the Académie Royale », University of St. Andrews, 1997.
26. ↑ Minton, R. B., « The Red Polar Caps of Io », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 10, 1973, p. 35–39.
27. ↑ Lee, T., « Spectral Albedos of the Galilean Satellites », Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 9, no 3, 1972, p. 179–180.
28. ↑ Fanale, F. P. et al., « Io: A Surface Evaporite Deposit? », Science, vol. 186, no 4167, 1974, p. 922–925.
29. ↑ Bigg, E. K., « Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission », Nature, vol. 203, 1964, p. 1008–1010.
30. ↑ Fimmel, R. O. et al., « First into the Outer Solar System », NASA, 1977
31. ↑ Anderson, J. D. et al., « Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10 », Science, vol. 183, 1974, p. 322–323.
32. ↑ Morabito, L. A. et al., « Discovery of currently active extraterrestrial volcanism », Science, vol. 204, 1979, p. 972.
33. ↑ Strom; R. G. et al., « Volcanic eruption plumes on Io », Nature, vol. 280, 1979, p. 733–736.
34. ↑ Soderblom, L. A. et al., « Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results », Geophys. Res. Lett., vol. 7, 1980, p. 963–966.
35. ↑ Pearl, J. C. et al., « Identification of gaseous SO2 and new upper limits for other gases on Io », Nature, vol. 288, 1979, p. 757–758.
36. ↑ Broadfoot, A. L. et al., « Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter », Science, vol. 204, 1979, p. 979–982.
37. ↑ Anderson; J. D. et al., « Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io », Science, vol. 272, 1996, p. 709–712.
38. ↑ McEwen; A. S. et al., « High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io », Science, vol. 281, 1998, p. 87–90.
39. ↑ Perry; J.; et al., Io after Galileo, Springer-Praxis, 2007 (ISBN 3-540-34681-3), « A Summary of the Galileo mission and its observations of Io », pp. 35–59.
40. ↑ Spencer; J. R. et al., « Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano », Science, vol. 318, {{{2}}}, pp. 240–243