Io (księżyc)

Io (Jowisz I) – trzeci co do wielkości księżyc Jowisza, z grupy księżyców galileuszowych, czwarty co do wielkości w Układzie Słonecznym. Charakteryzuje się niezwykle silną aktywnością wulkaniczną. Jest to wynik silnych deformacji pływowych.

Ten artykuł dotyczy księżyca Jowisza. Zobacz też: Io – planetoidę o tej samej nazwie, inne znaczenia nazwy „Io”.

Io

Io, zdjęcie z sondy Galileo w naturalnych kolorach
Planeta	Jowisz
Odkrywca	Galileo Galilei, Simon Marius
Data odkrycia	7 stycznia 1610
Charakterystyka orbity
Półoś wielka	421 800 km[1]
Mimośród	0,0041[1]
Perycentrum	420 100 km
Apocentrum	423 500 km
Okres obiegu	1,769 d[1]
Prędkość orbitalna	17,34 km/s
Nachylenie do płaszczyzny Laplace’a	0,036°[1]
Długość węzła wstępującego	43,977°[1]
Argument perycentrum	84,129°[1]
Anomalia średnia	342,021°[1]
Własności fizyczne
Średnica równikowa	3642,6 km
Powierzchnia	41 910 000 km²
Objętość	2,53×1010 km³
Masa	8,93 ×1022 kg
Średnia gęstość	3,528 g/cm³
Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni	1,796 m/s²
Prędkość ucieczki	2,558 km/s
Okres obrotu wokół własnej osi	synchroniczny
Albedo	0,63 ± 0,02[2]
Jasność obserwowana (z Ziemi)	5,02 ± 0,03m[2]
Temperatura powierzchni	90–130 K[3]
Ciśnienie atmosferyczne	ślady Pa
Skład atmosfery	90% – SO2 10% – inne gazy (w tym jony siarki, tlenu i sodu)

Wszystkie księżyce galileuszowe można bez trudu dostrzec przez zwyczajną lornetkę. W bezchmurne noce osoby z bardzo ostrym wzrokiem są w stanie zobaczyć je nieuzbrojonym okiem (księżyce galileuszowe mają jasność poniżej 6 magnitudo, wartości stanowiącej możliwość graniczną obserwacji ciał niebieskich dla ludzkiego oka).

Io, Ziemia i Księżyc w tej samej skali

Odkrycie

Odkrycie Io przypisywane jest zwyczajowo Galileuszowi, który 7 stycznia 1610 roku na Uniwersytecie w Padwie skierował na Jowisza skonstruowaną przez siebie, powiększającą 20-krotnie lunetę i dostrzegł w pobliżu tej planety trzy „gwiazdy”, ułożone wraz z Jowiszem w linii prostej, równoległej do ekliptyki. W rzeczywistości, oglądał wtedy wszystkie cztery największe satelity (nazwane później „galileuszowymi”), jednak Io i Europa były wtedy widoczne bardzo blisko siebie i wydały się jednym punktem. Kolejnej nocy zaskoczony Galileusz stwierdził, że towarzyszące planecie „gwiazdy” zmieniły położenie – podczas gdy poprzednio jedna z nich (Ganimedes) znajdowała się na zachód od Jowisza, a dwie pozostałe (Io z Europą i Kallisto) na wschód, tym razem wszystkie trzy świeciły po jego zachodniej stronie (były to Io, Europa i Ganimedes, położonej zaś dość daleko na wschód od Jowisza Kallisto astronom nie zanotował). 13 stycznia 1610 zauważył po raz pierwszy, że z Jowiszem związane są cztery, nie trzy ciała, a czterogodzinne obserwacje w nocy 15 stycznia 1610 umożliwiły mu stwierdzenie, że obiekty te orbitują wokół planety, podobnie jak planety krążą wokół Słońca^[4]. Swoje odkrycia opublikował w marcu 1610 roku w dziele Sidereus Nuncius^[5].

W 1614 roku ukazało się dzieło niemieckiego astronoma Simona Mariusa Mundus Jovialis, w którym twierdził on, że obserwował cztery księżyce Jowisza począwszy od listopada 1609 roku, a więc na tydzień przed obserwacjami Galileusza – sam Galileusz określał to dzieło jako plagiat. Pierwsza zanotowana przez Mariusa pozycja satelitów dotyczy jednak daty 29 grudnia 1609 kalendarza juliańskiego, co odpowiada dacie 8 stycznia 1610 według kalendarza gregoriańskiego^[6]. Galileusz używał kalendarza gregoriańskiego^[7].

Nazwa

Nazwa księżyca, zaproponowana przez Mariusa, przyjęła się dopiero w połowie XIX wieku. Pochodzi ona z mitologii greckiej. Io była kochanką Zeusa, w mitologii rzymskiej nazywanego Jowiszem. Zanim ta nazwa została powszechnie zaakceptowana, w literaturze astronomicznej używano oznaczenia „Jowisz I”^[8].

Elementy ukształtowania powierzchni Io noszą imiona postaci i nazwy miejsc związanych z mitem o Io, bóstw ognia, wulkanów, słońca i piorunów z różnych mitologii, a także postaci i miejsc z Boskiej komedii Dantego Alighieriego^[9]. Międzynarodowa Unia Astronomiczna zatwierdziła nazwy 224 utworów powierzchniowych na Io (2012)^[10].

Orbita i ruch obrotowy

Io krąży w odległości średnio 421 800 km od środka Jowisza i 350 300 km od jego chmur. Jest to najbardziej wewnętrzny księżyc galileuszowy. Jego orbita znajduje się pomiędzy orbitami Tebe i Europy. Pełny obieg zajmuje blisko 42,5 godziny. Ruch orbitalny jest więc na tyle szybki, że można go wyraźnie zaobserwować w trakcie pojedynczej nocy. Io pozostaje w rezonansie orbitalnym 2:1 z Europą i 4:1 z Ganimedesem. Na dwa obiegi Io przypada dokładnie jeden obieg Europy (uwzględniając precesję perycentrum orbity), a na cztery obiegi Io – jeden obieg Ganimedesa. Rezonans powoduje zwiększenie mimośrodu orbit wszystkich trzech księżyców. Bez tego oddziaływania, siły pływowe doprowadziłyby do szybkiej cyrkularyzacji orbit. Wymuszona przez rezonans ekscentryczność orbity umożliwia grzanie pływowe^[11][12].

Podobnie jak inne księżyce galileuszowe oraz ziemski Księżyc, Io obraca się synchronicznie, zwracając się cały czas jedną półkulą w stronę Jowisza. Linia łącząca bieguny i środek tej półkuli definiuje jej południk zerowy.

Budowa wewnętrzna

Prawdopodobna budowa wewnętrzna Io

Średnica Io liczy 3642,6 km, jest ona zatem jednym z największych księżyców Układu Słonecznego. Ma również stosunkowo wysoką średnią gęstość – 3,528 g/cm³. Składa się głównie z krzemianów (podobnie jak wewnętrzne planety skaliste), czym różni się od skalno-lodowych księżyców z rubieży układu.

Z danych przekazanych przez sondę Galileo można wywnioskować, że Io posiada zróżnicowaną strukturę wewnętrzną. W środku znajduje się znacznych rozmiarów metaliczne jądro. W zależności od założonej zawartości siarki, obliczenia wskazują, że jądro stanowi od 10 do 20% masy księżyca. Jeśli składa się ono z czystego żelaza, jest mniejsze, o promieniu około 650 km. Jeżeli zaś złożone jest z eutektycznej mieszaniny żelaza i siarczku żelaza, może mieć promień nawet 950 km^[13]. Magnetometr sondy Galileo nie wykrył wewnętrznego pola magnetycznego Io, co sugeruje, że w jądrze nie występują prądy konwekcyjne^[14].

Ponad jądrem rozciąga się stosunkowo gruby, częściowo stopiony płaszcz z krzemianów i zewnętrzna skorupa. Modele budowy wewnętrznej Io przewidują, że płaszcz bogaty jest w zawierający magnez minerał forsteryt i ma ogólny skład chemiczny zbliżony do chondrytów L i LL, z większą zawartością żelaza w stosunku do krzemu niż Ziemia i Księżyc, lecz mniejszą niż Mars^[15]. Zaobserwowana emisja ciepła wskazuje, że co najmniej 10–20% płaszcza Io jest stopione, a frakcja ta może być większa w miejscach charakteryzujących się wysokotemperaturowym wulkanizmem^[16]. Dokładna analiza danych z magnetometru sondy Galileo wykazała istnienie słabego, indukowanego pola magnetycznego, do którego powstania niezbędne jest istnienie globalnego oceanu magmy. Obliczenia wskazują, że znajduje się on około 50 km pod powierzchnią^[17], a jego temperatura może dochodzić do 1450 °C^[18].

Litosfera Io, złożona z bazaltów i siarki odkładanych przez powszechny wulkanizm, ma grubość przynajmniej 12 km^[19], lecz prawdopodobnie nie więcej niż 40 km. W przeciwieństwie do innych księżyców galileuszowych, nie występuje tam prawie wcale woda. Przypuszczalnie we wczesnych etapach kształtowania się układu Jowisza, planeta miała wysoką temperaturę i większe niż obecnie rozmiary, przez co woda na Io – z powodu bliskości planety – wyparowała^{[potrzebny przypis]}.

Grzanie pływowe

W odróżnieniu od Ziemi czy Księżyca, głównym źródłem wewnętrznego ciepła Io są oddziaływania pływowe, a nie rozpad promieniotwórczy^[11][12]. Ponieważ orbita Io nie jest idealnie kołowa (co spowodowane jest przez rezonans orbitalny z Europą i Ganimedesem – patrz wyżej), zmienne oddziaływanie grawitacyjne Jowisza powoduje odkształcenia satelity. Amplituda tych odkształceń może sięgać nawet 100 metrów. To w konsekwencji wytwarza tarcie wewnętrzne, w wyniku którego powstają ogromne ilości ciepła^[20]. Ilość energii produkowanej w ten sposób jest do 200 razy większa od energii pochodzącej z rozpadu promieniotwórczego^[21]. Ciepło to jest uwalniane przez erupcje wulkaniczne, a jego globalną emisję szacuje się na 0,6–1,6 ∙ 10¹⁴ W^[16]. Intensywność grzania pływowego zależy od odległości Io od Jowisza, mimośrodu jej orbity oraz budowy jej wnętrza. Parametry te ulegają zmianom, a symulacje orbity Io sugerują, że aktualna ilość generowanego ciepła różni się od długookresowej średniej^[16].

Powierzchnia

Powierzchnia Io jest geologicznie bardzo młoda, zdominowana przez równiny pokryte wielobarwnymi związkami siarki. Jej wygląd porównywany bywa do pizzy^[22]. Nie obserwuje się tu prawie żadnych kraterów uderzeniowych. Ślady kolizji kosmicznych szybko zostają zatarte, ponieważ powierzchnia księżyca podlega nieustannym zmianom, a zagłębienia kraterów szybko wypełniają się materiałem wyrzucanym w erupcjach wulkanów. Z tego powodu każdy fragment powierzchni księżyca liczy sobie mniej niż 1000 lat^[23].

Kolorowy wygląd Io pochodzi od różnych substancji, między innymi krzemianów (w tym piroksenów), siarki i dwutlenku siarki^[24]. Szron dwutlenku siarki występuje powszechnie na powierzchni Io, barwiąc rozległe obszary na biało lub szaro. Obszary zbudowane z osadów siarki cechuje z kolei kolor żółty lub żółto-zielony. W pobliżu biegunów i w średnich szerokościach siarka jest na ogół uszkodzona przez intensywne promieniowanie, które rozbija ośmioczłonowe pierścienie siarki rombowej na krótsze. Tak przekształcony materiał przybiera barwę czerwono-brązową^[25]. Eksplozje wulkaniczne, przybierające często postać wielkich pióropuszy w kształcie parasola, zasypują powierzchnię materiałem złożonym z krzemianów oraz siarki i jej związków. Osady związane z eksplozywnym wulkanizmem są często czerwone lub białe, w zależności od ilości siarki i dwutlenku siarki w pióropuszu. Pióropusze powstające w otworach wulkanicznych z odgazowania lawy zawierają na ogół większe ilości S₂. Opadając na powierzchnię, tworzą czerwone osady w kształcie wachlarza, a w ekstremalnych przypadkach – ogromne czerwone pierścienie, o promieniu przekraczającym 450 km od centralnego otworu wulkanicznego^[26]. Przykładem takiego utworu jest pierścień wokół wulkanu Pele. Czerwone depozyty składają się głównie z siarki (w postaci trój- lub czteroatomowych pierścieni), dwutlenku siarki i być może Cl₂SO₂^[24]. W miejscach, gdzie świeże wypływy lawy wdzierają się na teren wcześniejszych złóż siarki i dwutlenku siarki powstają chmury, które zestalając się, pokrywają okolicę białymi lub szarymi osadami.

Mapa Io, widoczny wielki czerwony pierścień wokół wulkanu Pele

Temperatura powierzchni waha się od około 90 K w nocy do 130 K w dzień (wyłączając miejsca aktywności wulkanicznej)^[3]. Wypływy lawy mogą natomiast osiągać temperaturę 1500 K^[27]. Obserwacje nocnej półkuli przez sondę Galileo wskazały, że okolice biegunów Io nie są chłodniejsze od obszarów wokół równika^[27].

Wulkanizm

Wulkany na Io

Powierzchnia Io, sonda Galileo

Erupcje wulkaniczne na Io, 28 lutego 2007, sonda New Horizons

Aktywność wulkaniczną Io po raz pierwszy dostrzeżono w latach siedemdziesiątych XX wieku, gdy do Jowisza dotarły pierwsze sondy kosmiczne. Io okazała się najaktywniejszym pod tym względem ciałem Układu Słonecznego^[21]. Wulkany w jednych miejscach wygasają, pojawiając się w innych. Te szybkie zmiany stwierdzono już na zdjęciach z sond Voyager 1 i Voyager 2, które w odstępie czterech miesięcy odwiedziły układ Jowisza.

Wulkany Io wyrzucają gazową siarkę i dwutlenek siarki, barwiąc powierzchnię księżyca. Siarka nadaje całej powierzchni kolor żółty, pomarańczowy, czerwony, a nawet zielony. Substancje lotne wyrzucane są z wulkanów z prędkościami dochodzącymi do 1 km/s, pociągając za sobą krzemianowy materiał piroklastyczny. Oprócz siarki i krzemianów, w pióropuszach wulkanicznych wykryto sód, potas i chlor^[28][29]. Z powodu stosunkowo słabego przyciągania grawitacyjnego księżyca, erupcje sięgają nawet 400 km ponad powierzchnię. Ponieważ brak wiatrów, materiał opada wokół czarnych wulkanów w niemal idealnych okręgach.

Wyróżnia się dwa typy wulkanicznych pióropuszy^[30]. Częściej spotykane i bardziej długowieczne są gęste optycznie fontanny pyłu i dwutlenku siarki wyrzucane na wysokość nieprzekraczającą 100 km. Związane są z potokami lawy podgrzewającymi podpowierzchniowo dwutlenek siarki do temperatury krytycznej (430 K). Wyrzucony gaz opada i kondensuje na powierzchni w okręgach o promieniach około 200 km, tworząc białe lub żółte osady. Źródło tego typu erupcji powoli wędruje wraz z przemieszczającym się czołem potoku lawy, niekiedy na odległość kilkudziesięciu kilometrów. Przykładami wulkanów, z którymi związane są mniejsze pióropusze są Prometheus, Culann, Amirani i Zamama. Znacznie większe pióropusze powstają z odgazowania lawy w kalderach wulkanicznych i jeziorach lawowych. W odróżnieniu od poprzedniego typu, zawierają znaczne ilości siarki. Ponieważ źródła gazów mają wyższą temperaturę (około 1500 K), osiągają one zazwyczaj wysokość około 400 km i tworzą czerwone pierścienie osadów siarki (głównie w postaci alotropów S₃ i S₄) w odległościach średnio 600 km od wulkanów. Ten typ erupcji jest często trudny do bezpośredniej obserwacji – pióropusze zawierają na ogół małe ilości pyłu. Do wulkanów wyrzucających gazy na bardzo duże wysokości należą Pele, Dazhbog, Tvashtar i Surt.

Charakterystyczne dla wulkanizmu Io są również rozległe wylewy lawy. Podczas większych erupcji mogą osiągać długość dziesiątek, a nawet setek kilometrów. Wypływająca lawa jest zasadowa lub ultrazasadowa, bogata w magnez.

Powierzchnia Io upstrzona jest wulkanicznymi zagłębieniami, zwanymi paterae^[31]. Mają one na ogół płaskie dna, ograniczone stromymi ścianami. Formacje te przypominają ziemskie kaldery, lecz nie wiadomo, czy powstają w ten sam sposób – przez zapadnięcie się stropu pustej komory magmowej. Według jednej z hipotez tworzą się przez odsłonięcie wulkanicznych sillów^[32]. W odróżnieniu od podobnych zagłębień na Ziemi czy Marsie, paterae nie znajdują się na szczytach wulkanów tarczowych. Są też na ogół większe od ziemskich, przeciętnie o średnicy 41 km, a największa – Loki Patera – ma 202 km średnicy^[31]. Głębokość kilku została określona, przekracza ona w większości przypadków 1 km^[33]. Ponad połowa spośród 417 zidentyfikowanych zagłębień tego typu związana jest z uskokami lub górami^[31].

Paterae są często miejscami erupcji wulkanicznych, czy to w postaci wylewów lawy, czy też w formie jezior lawowych. W miarę stygnięcia tych ostatnich tworzy się na ich powierzchni skorupa, po pewnym czasie zapadająca się i tonąca wskutek większej gęstości. Proces ten może odbywać się w sposób ciągły (np. w jeziorze lawowym wulkanu Pele, co czyni go jednym z najgorętszych miejsc na Io^[34]) lub epizodyczny (np. w Loki Patera; obserwuje się wtedy nawet 10-krotny wzrost emisji ciepła^[35]).

Wypływy lawy na Io następują, albo z otworów w dnach paterae, albo ze szczelin na równinach. Erupcje te są podobne do obserwowanych na ziemskim wulkanie Kīlauea. Uwalniają mniej energii w jednostce czasu niż tworzące pióropusze erupcje eksplozywne, trwają jednak nawet dziesiątki lat^[36]. Przykładem może być wylew lawy z wulkanu Prometheus, który wydłużył się z 75 km w roku 1979 do 95 km w 1996. Wielka erupcja w roku 1997 pokryła lawą powierzchnię ponad 3500 km², zalewając dno sąsiedniej Pillan Patera^[37].

Po przelotach sond Voyager naukowcy początkowo uważali, że wypływający materiał składa się przede wszystkim ze stopionej siarki i jej związków. Nowsze obserwacje w podczerwieni wykazały, że otwory wulkaniczne są znacznie gorętsze, niż wynikało z pomiarów (525 K) instrumentem IRIS Voyagerów, który nie miał możliwości rejestrowania promieniowania elektromagnetycznego o długościach fal odpowiadających wyższym temperaturom. W 1986 roku zaobserwowano z Ziemi jasną erupcję, w okolicach której temperatura musiała być wyższa niż 900 K, przekraczając znacznie temperaturę wrzenia siarki (715 K), wskazując na lawę bazaltową^[38]. Ta i następne obserwacje przekonały badaczy, że na Io przeważa wulkanizm krzemianowy, natomiast siarka odgrywa rolę drugorzędną. Temperatury gorących, odsłoniętych wnętrz wulkanów przekraczają 1300 K, a w niektórych przypadkach dochodzą do 1600 K^[18]. Wcześniejsze oszacowania, mówiące o temperaturach bliskich 2000 K, okazały się przesadzone wskutek użycia błędnych modeli termicznych^[18].

Na księżycu jest czynnych około 150 wulkanów. Wybuch 29 sierpnia 2013 r. wyzwolił energię 20 TW, 10 tys. razy większą od wybuchu islandzkiego wulkanu Eyjaftjallajökull w 2010 r.^[39]

Atmosfera i pole magnetyczne

Do wysokości ok. 120 km ponad powierzchnią Io rozciąga się bardzo rzadka atmosfera. W jej skład wchodzi przede wszystkim dwutlenek siarki oraz śladowe ilości innych gazów. Księżyc ten posiada też jonosferę, w składzie której stwierdzono jony siarki, tlenu i sodu.

Krążąc wokół Jowisza, Io porusza się w bardzo silnym polu magnetycznym planety. Indukuje ono w jej otoczeniu prąd elektryczny o mocy rzędu 1000 gigawatów i napięciu sięgającym 400 000 V. W takich warunkach materia z atmosfery Io jonizuje się i ulatuje w przestrzeń okołojowiszową, tworząc wzdłuż orbity księżyca torus zjonizowanych cząstek.

Układ Jowisz – Io jest silnym emiterem fal radiowych.

Zobacz też

Zobacz hasło Io w Wikisłowniku

• Chronologiczny wykaz odkryć planet, planet karłowatych i ich księżyców w Układzie Słonecznym
• Księżyce Jowisza
• Pozostałe księżyce galileuszowe: Europa, Ganimedes, Kallisto