Io (ay) -Io (moon)

Io
Galileo yörünge aracı tarafından çekilen gerçek renkli görüntü
Galileo uzay aracı Io'nun gerçek renkli görüntüsü. Merkezin hemen solundaki karanlık nokta, patlayan yanardağ Prometheus'tur . Her iki tarafındaki beyazımsı ovalar volkanik olarak biriken kükürt dioksit donuyla kaplıyken, daha sarı bölgeler daha yüksek oranda kükürt içerir .
keşif
Tarafından keşfedildi Galileo Galilei
keşif tarihi 8 Ocak 1610
Tanımlamalar
Telaffuz / ˈaɪ . / veya Greko-LatinĪōolarak (yaklaşık olarak / . / )
Adını
Ἰώ Īō
Jüpiter ben
sıfatlar İyonca / ˈ oʊ n i ə n /
yörünge özellikleri
periapsis 420 000  km (0,002 807  AU )
kıyamet 423 400  km (0,002 830  AU )
ortalama yörünge yarıçapı
421 700  km (0,002 819  AU )
eksantriklik 0.0041
1.769 137 786  gün (152 853 .5047 sn ,42.459 306 86  saat )
17.334 km/s
Eğim 0.05° (Jüpiter'in ekvatoruna)
2.213° ( ekliptik'e )
uydusu Jüpiter
Grup Galile ayı
Fiziksel özellikler
Boyutlar 3.660.0 × 3.637.4 × 3.630.6 km
ortalama yarıçap
1 821,6 ± 0,5 km (0,286 Dünya )
41 910 000  km 2 (0.082 Dünya)
Ses 2.53 × 10 10  km 3 (0.023 Dünya)
Yığın (8.931 938 ± 0.000 018 ) × 10 22  kg (0.015 Dünya)
ortalama yoğunluk
3.528 ± 0.006 g/cm3 ( 0,639 Dünya)
1.796 m/sn 2 ( 0,183  g )
0,378 24 ± 0,000 22
2.558 km/s
senkron
Ekvator dönüş hızı
271 km/s
albedo 0,63 ± 0,02
Yüzey sıcaklığı dk kastetmek maksimum
Yüzey 90  bin 110  bin 130 bin
5.02 ( muhalefet )
1.2 yay saniyesi
Atmosfer
Yüzey basıncı
0,5 ila 4 mPa (4,93 × 10 −9 ila 3,95 × 10 −8  atm)
hacme göre kompozisyon %90  kükürt dioksit

Io ( / . / ) veya Jüpiter I , Jüpiter gezegeninin dört Galile uydusunun en içteki ve üçüncü en büyüğüdür . Dünya'nın ayından biraz daha büyük olan Io, Güneş Sistemindeki dördüncü en büyük aydır , herhangi bir ayın en yüksek yoğunluğuna, herhangi bir ayın en güçlü yüzey yerçekimine ve bilinen herhangi bir astronomik nesnenin en düşük su miktarına ( atomik orana göre) sahiptir. Güneş Sisteminde. 1610 yılında Galileo Galilei tarafından keşfedilmiş ve adını Zeus'un sevgililerinden biri olan Hera'nın bir rahibesi olan mitolojik karakter Io'dan almıştır.

400'den fazla aktif yanardağ ile Io, Güneş Sistemi'ndeki jeolojik olarak en aktif nesnedir. Bu aşırı jeolojik aktivite, Jüpiter ile diğer Galilean uyduları Europa , Ganymede ve Callisto arasında çekilirken Io'nun içinde oluşan sürtünmeden kaynaklanan gelgit ısınmasının sonucudur . Birkaç yanardağ , yüzeyden 500 km (300 mil) yüksekliğe kadar tırmanan kükürt ve kükürt dioksit tüyleri üretir . Io'nun yüzeyi ayrıca, Io'nun silikat kabuğunun tabanındaki yoğun sıkıştırma ile yükselen 100'den fazla dağ ile noktalanmıştır . Bu zirvelerden bazıları , Dünya yüzeyindeki en yüksek nokta olan Everest Dağı'ndan daha uzundur. Çoğunlukla su buzundan oluşan dış Güneş Sistemindeki çoğu uydunun aksine , Io esas olarak erimiş demir veya demir sülfür çekirdeğini çevreleyen silikat kayadan oluşur. Io'nun yüzeyinin çoğu, soğuk bir kükürt ve kükürt dioksit kaplaması olan geniş düzlüklerden oluşur .

Io'nun volkanizması, benzersiz özelliklerinin çoğundan sorumludur. Volkanik tüyleri ve lav akıntıları büyük yüzey değişiklikleri üretir ve büyük ölçüde allotroplar ve kükürt bileşikleri nedeniyle yüzeyi sarı, kırmızı, beyaz, siyah ve yeşilin çeşitli ince tonlarında boyar . Uzunluğu 500 km'den (300 mil) fazla olan çok sayıda geniş lav akıntısı da yüzeyi işaretler. Bu volkanizma tarafından üretilen malzemeler, Io'nun ince, düzensiz atmosferini ve Jüpiter'in geniş manyetosferini oluşturur . Io'nun volkanik püskürmesi ayrıca Jüpiter'in etrafında büyük bir plazma simit oluşturur.

Io, 17. ve 18. yüzyıllarda astronominin gelişiminde önemli bir rol oynadı; Ocak 1610'da Galileo Galilei tarafından diğer Galilean uydularıyla birlikte keşfedilen bu keşif , Güneş Sistemi'nin Kopernik modelinin benimsenmesini, Kepler'in hareket yasalarının geliştirilmesini ve ışık hızının ilk ölçümünü ilerletti . Dünya'dan bakıldığında, Io, koyu kırmızı kutup ve parlak ekvator bölgeleri gibi geniş ölçekli yüzey özelliklerini çözmenin mümkün olduğu 19. yüzyılın sonları ve 20. yüzyılın başlarına kadar sadece bir ışık noktası olarak kaldı. 1979'da iki Voyager uzay aracı, Io'nun sayısız volkanik özelliği, büyük dağları ve belirgin çarpma kraterleri olmayan genç bir yüzeyi olan jeolojik olarak aktif bir dünya olduğunu ortaya çıkardı. Galileo uzay aracı 1990'larda ve 2000'lerin başında birkaç yakın uçuş gerçekleştirdi ve Io'nun iç yapısı ve yüzey bileşimi hakkında veriler elde etti. Bu uzay aracı ayrıca Io ve Jüpiter'in manyetosferi arasındaki ilişkiyi ve Io'nun yörüngesinde merkezlenmiş bir yüksek enerjili radyasyon kuşağının varlığını ortaya çıkardı. Io günde yaklaşık 3.600 rem (36 Sv ) iyonlaştırıcı radyasyon alır .

2000'de Cassini–Huygens , 2007'de New Horizons ve 2017'den beri Juno'nun yanı sıra Dünya tabanlı teleskoplar ve Hubble Uzay Teleskobu tarafından daha fazla gözlem yapılmıştır .

isimlendirme

Io (sol alt), Ay (sol üst) ve Dünya arasındaki boyut karşılaştırması

Simon Marius , Galilean uydularının tek keşfi olarak kabul edilmese de, aylar için onun isimleri kabul edildi. 1614 tarihli Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici'de , Jüpiter'in en içteki büyük uyduları için "Jüpiter'in Merkür'ü" ve "Jüpiter Gezegenlerinin İlki" de dahil olmak üzere birkaç alternatif isim önerdi. Ekim 1613'te Johannes Kepler'in önerisine dayanarak, her ayın Yunan mitolojik Zeus'un ya da onun Roma eşdeğeri Jüpiter'in bir sevgilisi için adlandırıldığı bir adlandırma şeması tasarladı . Jüpiter'in en içteki büyük uydusuna Yunan mitolojik figürü Io'nun adını verdi :

... Inprimis autem celebrantur tres fœminæ Virgines, quarum furtivo amore Iupiter captus & positus est, Videlicet Io Inachi Amnis filia... Primus à me vocatur Io... [Io,] Europa, Ganimedes puer, atque Calisto, lascivo nimium per Jovi.

... İlk olarak, Jüpiter tarafından gizli aşk için yakalanan üç genç kadın onurlandırılacak, yani Inachus nehrinin kızı Io... İlk [ay] benim tarafımdan Io... Io, Europa, çocuk Ganymede ve Callisto şehvetli Jüpiter'i çok memnun ettiler.

Marius'un isimleri yüzyıllar sonrasına kadar (20. yüzyılın ortalarına kadar) geniş çapta benimsenmedi. Daha önceki astronomik literatürün çoğunda, Io genellikle Roma rakamıyla (Galileo tarafından tanıtılan bir sistem) " Jüpiter I " veya "Jüpiter'in ilk uydusu" olarak anılırdı.

İsmin geleneksel İngilizce telaffuzu / ˈaɪ / şeklindedir , ancak bazen insanlar daha 'otantik' bir telaffuz girişiminde bulunurlar, / ˈ iː / . Adın Latince'de birbiriyle yarışan iki kökü vardır: Īō ve (nadiren) Īōn . İkincisi, İngilizce sıfat biçimi olan Ionian'ın temelidir.

Io'daki özellikler, çeşitli mitlerden ateş, volkanlar, Güneş ve gök gürültüsü tanrılarının yanı sıra Io mitindeki karakter ve yerlerin ve Dante'nin Cehennemindeki karakter ve yerlerin adlarını alır: yüzeyin volkanik doğasına uygun isimler. Yüzey ilk kez Voyager 1 tarafından yakından görüldüğünden , Uluslararası Astronomi Birliği , Io'nun volkanları, dağları, platoları ve büyük albedo özellikleri için 225 ismi onayladı. Farklı volkanik özellikler için Io için kullanılan onaylanmış özellik kategorileri arasında patera ("tabak"; volkanik çöküntü), fluctus ("akış"; lav akışı) , vallis ( "vadi"; lav kanalı) ve aktif püskürme merkezi (konum) bulunur. belirli bir yanardağdaki volkanik aktivitenin ilk işareti tüy faaliyeti). Adlandırılmış dağlar, platolar, katmanlı arazi ve kalkan volkanları sırasıyla mons , mensa ("masa"), planum ve tholus ("rotunda") terimlerini içerir. Adlandırılmış, parlak albedo bölgeleri regio terimini kullanır . Adlandırılmış özelliklere örnek olarak Prometheus , Pan Mensa, Tvashtar Paterae ve Tsũi Goab Fluctus verilebilir.

gözlem geçmişi

Galileo Galilei , Io'nun kaşifi

Io'nun rapor edilen ilk gözlemi, 7 Ocak 1610'da Galileo Galilei tarafından Padua Üniversitesi'nde 20x-güçlü, kırılmalı bir teleskop kullanılarak yapıldı . Ancak bu gözlemde Galileo , teleskobunun düşük gücü nedeniyle Io ve Europa'yı birbirinden ayıramadı , bu yüzden ikisi tek bir ışık noktası olarak kaydedildi. Io ve Europa ilk kez, ertesi gün, 8 Ocak 1610 ( IAU tarafından Io'nun keşif tarihi olarak kullanılan) Galileo'nun Jovian sistemiyle ilgili gözlemleri sırasında ayrı cisimler olarak görüldü . Io ve Jüpiter'in diğer Galile uydularının keşfi Galileo'nun Sidereus Nuncius'unda Mart 1610'da yayınlandı. Simon Marius, 1614'te yayınlanan Mundus Jovialis'inde , Galileo'nun uydusundan bir hafta önce, 1609'da Io'yu ve Jüpiter'in diğer uydularını keşfettiğini iddia etti. keşif. Galileo bu iddiadan şüphe etti ve Marius'un çalışmasını intihal olarak reddetti. Ne olursa olsun, Marius'un kaydedilen ilk gözlemi , Galileo'nun kullandığı Gregoryen takviminde 8 Ocak 1610'a denk gelen Jülyen takviminde 29 Aralık 1609'dan geldi . Galileo'nun çalışmasını Marius'tan önce yayınladığı göz önüne alındığında, Galileo keşifle tanınır.

Sonraki iki buçuk yüzyıl boyunca Io, gökbilimcilerin teleskoplarında çözülmemiş, 5. büyüklükte bir ışık noktası olarak kaldı. 17. yüzyıl boyunca, Io ve diğer Galilean uyduları, boylamı belirlemek için erken yöntemler , Kepler'in üçüncü gezegen hareketi yasasını doğrulamak ve ışığın Jüpiter ile Dünya arasında seyahat etmesi için gereken süreyi belirlemek de dahil olmak üzere çeşitli amaçlara hizmet etti. Gökbilimci Giovanni Cassini ve diğerleri tarafından üretilen efemeridlere dayanarak Pierre-Simon Laplace , Io, Europa ve Ganymede'nin rezonans yörüngelerini açıklamak için matematiksel bir teori yarattı . Bu rezonansın daha sonra üç ayın jeolojileri üzerinde derin bir etkisi olduğu bulundu.

19. yüzyılın sonlarında ve 20. yüzyılın sonlarında gelişmiş teleskop teknolojisi, gökbilimcilerin Io üzerindeki büyük ölçekli yüzey özelliklerini çözmesine (yani, farklı nesneler olarak görmelerine) izin verdi. 1890'larda, Edward E. Barnard , ekvator ve kutup bölgeleri arasında Io'nun parlaklığındaki değişiklikleri gözlemleyen ilk kişiydi ve bunun , Io'nun yumurta şeklindeki olmasından değil, iki bölge arasındaki renk ve albedo farklılıklarından kaynaklandığını doğru bir şekilde belirledi. O sırada diğer astronom William Pickering tarafından önerildiği gibi veya başlangıçta Barnard tarafından önerildiği gibi iki ayrı nesne. Daha sonraki teleskopik gözlemler, Io'nun belirgin kırmızımsı-kahverengi kutup bölgelerini ve sarı-beyaz ekvator bandını doğruladı.

20. yüzyılın ortalarında yapılan teleskopik gözlemler, Io'nun olağandışı doğasına dair ipuçları vermeye başladı. Spektroskopik gözlemler, Io'nun yüzeyinin su buzu içermediğini gösterdi (diğer Galilean uydularında bol bulunan bir madde). Aynı gözlemler, sodyum tuzları ve kükürtten oluşan buharların hakim olduğu bir yüzey önerdi . Radyoteleskopik gözlemler, Io'nun yörünge periyoduna bağlı dekametrik dalga boyu patlamalarının gösterdiği gibi, Io'nun Jovian manyetosferi üzerindeki etkisini ortaya çıkardı .

Öncü

Io'nun yanından geçen ilk uzay aracı , sırasıyla 3 Aralık 1973 ve 2 Aralık 1974'te Pioneer 10 ve 11 sondalarıydı. Radyo izleme, Io'nun kütlesinin gelişmiş bir tahminini sağladı; bu, boyutuna ilişkin mevcut en iyi bilgilerle birlikte, Galilean uyduları arasında en yüksek yoğunluğa sahip olduğunu ve esas olarak su buzundan ziyade silikat kayadan oluştuğunu öne sürdü. Pioneer'ler ayrıca Io yörüngesinin yakınında ince bir atmosferin ve yoğun radyasyon kuşaklarının varlığını da ortaya çıkardı . Pioneer 11'deki kamera , kuzey kutup bölgesini gösteren, her iki uzay aracı tarafından da elde edilen ayın tek iyi görüntüsünü aldı. Yakın çekim görüntüler Pioneer 10'un karşılaşması sırasında planlandı , ancak yüksek radyasyonlu ortam nedeniyle bunlar kayboldu.

yolcu

Io'nun güney kutup bölgesini kaplayan Voyager 1 mozaiği. Bu, Io'nun en yüksek on zirvesinden ikisini, sol üstteki Euboea Montes'i ve alttaki Haemus Mons'u içerir.

İkiz sondalar Voyager 1 ve Voyager 2 1979'da Io'nun yanından geçtiğinde, daha gelişmiş görüntüleme sistemleri çok daha ayrıntılı görüntülere izin verdi. Voyager 1 , 5 Mart 1979'da 20.600 km (12.800 mil) mesafeden Io'yu geçti. Yaklaşım sırasında döndürülen görüntüler, çarpma kraterlerinden yoksun garip, çok renkli bir manzara ortaya çıkardı. En yüksek çözünürlüklü görüntüler, garip şekilli çukurlarla noktalanan nispeten genç bir yüzey, Everest Dağı'ndan daha yüksek dağlar ve volkanik lav akıntılarına benzeyen özellikler gösterdi.

Karşılaşmadan kısa bir süre sonra, Voyager navigasyon mühendisi Linda A. Morabito , görüntülerden birinde yüzeyden çıkan bir tüy fark etti. Diğer Voyager 1 görüntülerinin analizi , yüzeye dağılmış bu tür dokuz tüy gösterdi ve bu, Io'nun volkanik olarak aktif olduğunu kanıtladı. Bu sonuç, Stan Peale , Patrick Cassen ve RT Reynolds tarafından Voyager 1 karşılaşmasından kısa bir süre önce yayınlanan bir makalede tahmin edildi . Yazarlar, Io'nun içinin Europa ve Ganymede ile yörünge rezonansından kaynaklanan önemli gelgit ısınması yaşaması gerektiğini hesapladı ( sürecin daha ayrıntılı bir açıklaması için " Gelgit ısınması " bölümüne bakın). Bu geçişten elde edilen veriler, Io yüzeyinin kükürt ve kükürt dioksit donlarının baskın olduğunu gösterdi. Bu bileşikler aynı zamanda ince atmosferine ve Io'nun yörüngesinde (aynı zamanda Voyager tarafından keşfedilen) merkezli plazma torusuna da hakimdir .

Voyager 2 , 9 Temmuz 1979'da 1.130.000 km (700.000 mi) mesafeden Io'yu geçti. Voyager 1 kadar yakına yaklaşmasa da , iki uzay aracı tarafından çekilen görüntüler arasındaki karşılaştırmalar, karşılaşmalar arasındaki dört ayda meydana gelen birkaç yüzey değişikliğini gösterdi. Ek olarak, Voyager 2 Jovian sisteminden ayrılırken Io'nun bir hilal olarak gözlemleri, Mart ayında gözlemlenen dokuz tüyden yedisinin Temmuz 1979'da hala aktif olduğunu ve sadece yakın geçişler arasında Pele yanardağının kapandığını ortaya koydu.

Galileo

1997'de Pillan Patera'da büyük bir patlama tarafından üretilen karanlık bir noktayı ( Pele tarafından biriktirilen kısa zincirli kükürt allotroplarının kırmızı halkasını kesintiye uğratan, merkezin hemen sol alt kısmında) gösteren geliştirilmiş renkli Galileo görüntüsü
Cassini-Huygens misyonunun 1 Ocak 2001'de Io ve Jüpiter'e bakışı

Galileo uzay aracı, iki Voyager sondasının keşiflerini ve aradan geçen yıllarda yapılan yer tabanlı gözlemleri takip etmek için Dünya'dan altı yıllık bir yolculuğun ardından 1995 yılında Jüpiter'e ulaştı . Io'nun Jüpiter'in en yoğun radyasyon kuşaklarından biri içindeki konumu, uzun bir yakın uçuşu engelledi, ancak Galileo , Jovian sistemini inceleyen iki yıllık birincil görevi için yörüngeye girmeden kısa bir süre önce yakınlardan geçti. 7 Aralık 1995'teki yakın uçuş sırasında hiçbir görüntü alınmamış olsa da, karşılaşma, iç Güneş Sistemi'nin kayalık gezegenlerinde bulunana benzer büyük bir demir çekirdeğin keşfi gibi önemli sonuçlar verdi.

Yakın çekim görüntülemenin olmamasına ve döndürülen veri miktarını büyük ölçüde kısıtlayan mekanik problemlere rağmen, Galileo'nun birincil görevi sırasında birkaç önemli keşif yapıldı . Galileo , Pillan Patera'da büyük bir patlamanın etkilerini gözlemledi ve volkanik püskürmelerin magnezyum açısından zengin mafik ve ultramafik bileşimli silikat magmalardan oluştuğunu doğruladı . Birincil görev sırasında hemen hemen her yörünge için Io'nun uzaktan görüntülenmesi, çok sayıda aktif volkanı (hem yüzeydeki soğutma magmasından kaynaklanan termal emisyon hem de volkanik tüyler), çok çeşitli morfolojilere sahip çok sayıda dağ ve çeşitli yüzey değişiklikleri ortaya çıkardı. hem Voyager ve Galileo dönemleri arasına hem de Galileo yörüngeleri arasına yerleştirin.

Galileo görevi 1997 ve 2000 yıllarında olmak üzere iki kez uzatıldı . Bu uzatılmış görevler sırasında, sonda 1999'un sonlarında ve 2000'in başlarında üç kez ve 2001'in sonlarında ve 2002'nin başlarında üç kez Io tarafından uçtu. Io'nun volkanları ve dağları, bir manyetik alanın varlığını dışladı ve volkanik aktivitenin kapsamını gösterdi.

Cassini

Aralık 2000'de Cassini uzay aracı, Satürn'e giderken Jovian sistemi ile uzak ve kısa bir karşılaşma yaşadı ve Galileo ile ortak gözlemler yapılmasına izin verdi . Bu gözlemler, Tvashtar Paterae'de yeni bir tüy ortaya çıkardı ve Io'nun auroralarına dair içgörüler sağladı .

Yeni ufuklar

Yeni Ufuklar uzay aracı, Pluto ve Kuiper kuşağı yolunda , Jovian sistemi ve Io tarafından 28 Şubat 2007'de uçtu. Karşılaşma sırasında, Io'nun çok sayıda uzak gözlemi elde edildi. Bunlar, Tvashtar'daki büyük bir tüyün görüntülerini içeriyordu ve 1979'da Pele'nin tüyünün gözlemlenmesinden bu yana en büyük İyon volkanik tüyü sınıfının ilk ayrıntılı gözlemlerini sağladı. Yeni Ufuklar ayrıca , bir patlamanın ilk aşamalarında Girru Patera yakınlarındaki bir yanardağın görüntülerini de yakaladı , ve Galileo'dan bu yana meydana gelen birkaç volkanik patlama .

Juno

Juno uzay aracı 2011'de fırlatıldı ve 5 Temmuz 2016'da Jüpiter'in yörüngesine girdi. Juno'nun görevi öncelikle Jüpiter'in mekanı, manyetik alanı, aurora ve kutup atmosferi hakkındaki anlayışımızı geliştirmeye odaklanıyor. Juno'nun 54 günlük yörüngesi, Jüpiter'in kutup bölgelerini daha iyi karakterize etmek ve gezegenin sert iç radyasyon kemerlerine maruz kalmasını sınırlamak için oldukça eğimli ve oldukça eksantriktir ve Jüpiter'in uydularıyla yakın karşılaşmaları sınırlandırır . Haziran 2021'e kadar süren birincil görevi sırasında Juno'nun Io'ya bugüne kadarki en yakın yaklaşımı, 17 Şubat 2020'de 25 Perijove sırasında, 195.000 kilometre mesafede gerçekleşti ve Io Jüpiter'in gölgesindeyken JIRAM ile yakın kızılötesi spektrometri elde etti. . Ocak 2021'de NASA, Juno misyonunu resmi olarak Eylül 2025'e kadar uzattı. Juno'nun oldukça eğimli yörüngesi, uzay aracını Io'nun ve Jüpiter'in diğer büyük uydularının yörünge düzlemlerinden uzak tutarken , yörüngesi , yakın yaklaşma noktası olacak şekilde ilerliyor. Jüpiter artan enlemlerde ve yörüngesinin yükselen düğümü her yörüngede Jüpiter'e yaklaşıyor. Bu yörünge evrimi, Juno'nun uzatılmış görev sırasında Galilean uydularıyla bir dizi yakın karşılaşma gerçekleştirmesine izin verecek. Juno'nun 30 Aralık 2023 ve 3 Şubat 2024'teki genişletilmiş görevi için, her ikisi de 1.500 kilometre yükseklikte olan Io ile iki yakın karşılaşma planlanıyor . Temmuz 2022 ile Mayıs 2025 arasında 11.500 ila 94.000 kilometre arasındaki irtifalarla dokuz ilave karşılaşma daha planlanıyor. Bu karşılaşmaların birincil amacı, doppler izlemeyi kullanarak Io'nun yerçekimi alanını anlamamızı geliştirmek ve o zamandan beri yüzey değişikliklerini aramak için Io'nun yüzeyini görüntülemek olacak. Io en son 2007'de yakından görüldü.

Juno , birkaç yörünge boyunca, volkanik bulutları aramak için geniş açılı, görünür ışıklı bir kamera olan JunoCAM'ı ve Io'nun yanardağlarından gelen termal emisyonu izlemek için yakın kızılötesi bir spektrometre ve görüntüleyici olan JIRAM'ı kullanarak Io'yu uzaktan gözlemledi. JIRAM yakın-kızılötesi spektroskopisi şimdiye kadar Io'nun yüzeyi boyunca kükürt dioksit donunun kaba haritalanmasına ve ayrıca 2.1 ve 2.65 µm'de güneş ışığını zayıf bir şekilde emen küçük yüzey bileşenlerinin haritalanmasına izin verdi.

Gelecek görevler

Jovian sistemi için planlanan iki görev var. Jüpiter Buzlu Ay Gezgini (JUICE), Ganymede yörüngesinde sona ermesi amaçlanan Jovian sistemine yönelik planlı bir Avrupa Uzay Ajansı görevidir. JUICE'ın 2023'te piyasaya sürülmesi planlanıyor ve Jüpiter'e varışın Temmuz 2031'de yapılması planlanıyor. JUICE, Io'nun yanından uçmayacak, ancak Io'nun volkanik aktivitesini izlemek ve yüzey kompozisyonunu ölçmek için dar açılı bir kamera gibi araçlarını kullanacak. Ganymede yörüngesinin yerleştirilmesinden önceki görevin iki yıllık Jüpiter turu aşaması. Europa Clipper , Jüpiter'in uydusu Europa'ya odaklanan Jovian sistemine planlanmış bir NASA görevidir. JUICE gibi, Europa Clipper da Io'nun yanından geçiş yapmayacak, ancak uzaktan yanardağ izlemesi muhtemel. Europa Clipper'ın 2024'te planlanan bir lansmanı ve 2030'da Jüpiter'e varış.

Io Volcano Observer ( IVO), Ocak 2029'da başlayacak düşük maliyetli, Discovery sınıfı bir görev için şu anda A Aşamasında olan NASA'ya bir tekliftir. 2030'ların başı. Ancak Venüs misyonları DAVINCI+ ve VERITAS bunların lehine seçildi.

Yörünge ve döndürme

Io, Europa ve Ganymede'nin Laplace rezonansının animasyonu (bağlaçlar renk değişiklikleriyle vurgulanır)

Io, Jüpiter'in merkezinden 421.700 km (262.000 mi) ve bulut tepelerinden 350.000 km (217.000 mi) uzaklıkta Jüpiter'in yörüngesinde dönüyor. Jüpiter'in Galilean uydularının en içtekisidir, yörüngesi Thebe ve Europa'nınkiler arasındadır . Jüpiter'in iç uyduları da dahil olmak üzere Io, Jüpiter'den beşinci uydudur. Jüpiter'in etrafındaki bir yörüngeyi tamamlamak yaklaşık 42,5 saat sürer (hareketinin tek bir gece boyunca gözlemlenmesi için yeterince hızlı). Io, Europa ile 2:1 ortalama hareketli yörünge rezonansında ve Ganymede ile 4:1 ortalama hareketli yörünge rezonansında olup , Europa tarafından tamamlanan her bir yörünge için iki Jüpiter yörüngesini ve Ganymede tarafından tamamlanan her yörünge için dört yörüngeyi tamamlar. Bu rezonans, Io'nun jeolojik aktivitesi için birincil ısıtma kaynağını sağlayan yörünge eksantrikliğini (0.0041) korumaya yardımcı olur. Bu zorunlu eksantriklik olmadan, Io'nun yörüngesi gelgit yayılımı yoluyla daireselleşecek ve jeolojik olarak daha az aktif bir dünyaya yol açacaktır.

Diğer Galilean uyduları ve Ay gibi, Io da yörünge periyoduyla eşzamanlı olarak döner ve bir yüzü neredeyse Jüpiter'e dönük tutar. Bu senkronizasyon, Io'nun boylam sisteminin tanımını sağlar. Io'nun başlangıç ​​meridyeni ekvatoru Jovian altı noktasında kesiyor. Io'nun her zaman Jüpiter'e bakan tarafı subjovian yarımküre olarak bilinirken, her zaman uzağa bakan tarafı antijovian yarımküre olarak bilinir. Io'nun her zaman yörüngesinde hareket ettiği yöne bakan tarafı ön yarım küre olarak bilinirken, her zaman zıt yöne bakan tarafı arka yarım küre olarak bilinir.

Io'nun yüzeyinden Jüpiter, 19,5°'lik bir yay çizecek ve Jüpiter'in Dünya'nın Ay'ının görünen çapının 39 katı gibi görünmesini sağlayacaktır.

Jüpiter'in manyetosferi ile etkileşim

Jüpiter'in manyetosferinin şeması ve Io'dan etkilenen bileşenler (resmin merkezine yakın): plazma torus (kırmızı), nötr bulut (sarı), akı tüpü (yeşil) ve manyetik alan çizgileri (mavi) ).

Io, Jüpiter'in manyetik alanını şekillendirmede önemli bir rol oynar, kendi içinde 400.000 volt geliştirebilen ve 3 milyon amperlik bir elektrik akımı oluşturabilen bir elektrik jeneratörü olarak hareket ederek, Jüpiter'e iki katından daha fazla şişirilmiş bir manyetik alan veren iyonları serbest bırakır. aksi halde var. Jüpiter'in manyetosferi, Io'nun ince atmosferindeki gazları ve tozu saniyede 1 ton hızla süpürür. Bu malzeme çoğunlukla iyonize ve atomik kükürt, oksijen ve klordan oluşur; atomik sodyum ve potasyum; moleküler kükürt dioksit ve kükürt; ve sodyum klorür tozu. Bu malzemeler, Jüpiter'in manyetik alanına kaçan ve doğrudan Io'nun atmosferinden gezegenler arası uzaya kaçan malzeme ile Io'nun volkanik faaliyetinden kaynaklanmaktadır. Bu malzemeler, iyonize durumlarına ve bileşimlerine bağlı olarak, Jüpiter'in manyetosferinde çeşitli nötr (iyonize olmayan) bulutlar ve radyasyon kuşaklarında son bulur ve bazı durumlarda sonunda Jovian sisteminden atılır.

Jüpiter - Io Sistemi ve Etkileşim
(yapıt; 15 Temmuz 2021)

Io'yu çevreleyen (yüzeyinden altı Io yarıçapına kadar bir mesafede) nötr kükürt, oksijen, sodyum ve potasyum atomlarından oluşan bir buluttur. Bu parçacıklar Io'nun üst atmosferinden kaynaklanır ve plazma torusundaki (aşağıda tartışılan) iyonlarla çarpışmalar ve Io'nun yerçekiminin Jüpiter'inkine baskın olduğu bölge olan Io'nun Tepe küresini doldurmaya yönelik diğer işlemler tarafından uyarılır. Bu malzemenin bir kısmı Io'nun yerçekiminden kurtulur ve Jüpiter'in yörüngesine girer. 20 saatlik bir süre boyunca, bu parçacıklar, Io'nun yörüngesinin içinde ve önünde veya Io'nun yörüngesinin dışında ve arkasında, Io'dan altı Jovian yarıçapına kadar ulaşabilen muz şeklinde, nötr bir bulut oluşturmak üzere Io'dan yayılır. Bu parçacıkları harekete geçiren çarpışma süreci, zaman zaman plazma torusunda bir elektronla sodyum iyonları sağlayarak, bu yeni "hızlı" nötrleri torustan uzaklaştırır. Bu parçacıklar hızlarını (70 km/s, Io'daki 17 km/s yörünge hızına kıyasla) korurlar ve böylece Io'dan uzaklaşan jetler halinde fırlatılırlar.

Io, Io plazma simidi olarak bilinen yoğun radyasyon kuşağı içinde yörüngede döner. Bu halka şeklindeki iyonize kükürt, oksijen, sodyum ve klor halkasındaki plazma, Io'yu çevreleyen "bulut"taki nötr atomlar iyonize edildiğinde ve Jovian manyetosferi tarafından taşındığında ortaya çıkar. Nötr buluttaki parçacıkların aksine, bu parçacıklar Jüpiter'in manyetosferiyle birlikte dönerek Jüpiter'in etrafında 74 km/s hızla döner. Jüpiter'in manyetik alanının geri kalanı gibi, plazma simidi de Jüpiter'in ekvatoruna (ve Io'nun yörünge düzlemine) göre eğilir, böylece Io bazen plazma simitinin çekirdeğinin altında, bazen de üstünde olur. Yukarıda belirtildiği gibi, bu iyonların daha yüksek hız ve enerji seviyeleri, nötr atomların ve moleküllerin Io'nun atmosferinden ve daha geniş nötr buluttan uzaklaştırılmasından kısmen sorumludur. Torus üç bölümden oluşur: Io'nun yörüngesinin hemen dışında bulunan bir dış, "sıcak" torus; Jüpiter'den yaklaşık Io mesafesinde bulunan nötr kaynak bölgesi ve soğutma plazmasından oluşan "şerit" olarak bilinen dikey olarak uzatılmış bir bölge; ve Jüpiter'e doğru yavaşça spiral çizen parçacıklardan oluşan bir "soğuk" simit. Torusta ortalama 40 gün kaldıktan sonra, "sıcak" torustaki parçacıklar kaçar ve Jüpiter'in alışılmadık derecede büyük manyetosferinden kısmen sorumludur , bunların dışa doğru basıncı onu içeriden şişirir. Manyetosferik plazmada varyasyonlar olarak tespit edilen Io'dan gelen parçacıklar, New Horizons tarafından uzun manyetokuyruğa kadar tespit edildi . Plazma simidi içindeki benzer varyasyonları incelemek için araştırmacılar, yaydığı ultraviyole ışığını ölçer. Bu tür varyasyonlar, Io'nun volkanik aktivitesindeki (plazma simitindeki malzeme için nihai kaynak) varyasyonlarla kesin olarak bağlantılı olmasa da, bu bağlantı nötr sodyum bulutunda kurulmuştur.

1992'de Jüpiter ile bir karşılaşma sırasında, Ulysses uzay aracı, Jovian sisteminden fırlatılan bir toz boyutunda parçacık akışı tespit etti. Bu ayrık akışlardaki toz, Jüpiter'den saniyede birkaç yüz kilometreye kadar çıkan hızlarda hareket eder, ortalama parçacık boyutu 10  um'dir ve esas olarak sodyum klorürden oluşur. Galileo tarafından yapılan toz ölçümleri , bu toz akışlarının Io'dan kaynaklandığını gösterdi, ancak bunların tam olarak nasıl oluştuğu, Io'nun volkanik aktivitesinden mi yoksa yüzeyden kaldırılan malzemeden mi kaynaklandığı bilinmiyor.

Jüpiter'in Io'nun kesiştiği manyetik alanı , Io akı tüpü olarak bilinen bir elektrik akımı üreterek Io'nun atmosferini ve nötr bulutunu Jüpiter'in kutupsal üst atmosferiyle birleştirir . Bu akım, Jüpiter'in Io ayak izi olarak bilinen kutup bölgelerinde ve ayrıca Io'nun atmosferinde auroralarda bir aurora parıltısı üretir. Bu auroral etkileşimden gelen parçacıklar, Jovian kutup bölgelerini görünür dalga boylarında koyulaştırır. Io'nun konumu ve Dünya'ya ve Jüpiter'e göre auroral ayak izi , bizim görüş noktamızdan gelen Jovian radyo emisyonları üzerinde güçlü bir etkiye sahiptir : Io görünür olduğunda, Jüpiter'den gelen radyo sinyalleri önemli ölçüde artar. Şu anda Jüpiter'in yörüngesinde bulunan Juno görevi, bu süreçlere ışık tutmaya yardımcı olacaktır. Io'nun iyonosferini geçen Jovian manyetik alan çizgileri aynı zamanda bir elektrik akımı da indükler ve bu da Io'nun içinde indüklenmiş bir manyetik alan yaratır. Io'nun indüklediği manyetik alanın, Io'nun yüzeyinin 50 kilometre altında, kısmen erimiş, silikat bir magma okyanusunda üretildiği düşünülüyor. Benzer indüklenmiş alanlar Galileo tarafından diğer Galilean uydularında bulundu , muhtemelen bu uyduların içlerindeki sıvı su okyanuslarında üretildi.

jeoloji

Io, Dünya'nın Ay'ından biraz daha büyüktür . Ortalama yarıçapı 1.821.3 km (1.131,7 mi) (Ay'ınkinden yaklaşık %5 daha büyük) ve 8.9319 × 10'luk bir kütleye sahiptir.22 kg (Ay'ınkinden yaklaşık %21 daha büyük). En uzun ekseni Jüpiter'e doğru yönlendirilmiş,hafif bir elipsoiddir . Galile uyduları arasındahem kütle hem de hacim olarak Io, Ganymede ve Callisto'nun gerisinde ama Europa'nın önünde yer.

İç mekan

Io'nun olası iç kompozisyonunun modeli, etiketlenmiş çeşitli özelliklerle.

Esas olarak silikat kaya ve demirden oluşan Io ve Europa, çoğunlukla su buzu ve silikatların bir karışımından oluşan dış Güneş Sistemindeki diğer uydulardan ziyade karasal gezegenlere toplu bileşimde daha yakındır. Io yoğunluğu vardır3.5275 g/cm3 , Güneş Sistemindeki herhangi bir normal uydunun en yükseği ; diğer Galilean uydularından (özellikle Ganymede ve Callisto, yoğunlukları yaklaşık1,9 g/cm 3 ) ve Ay'ınkinden biraz daha yüksek (~%5,5)3.344 g/cm3 ve Europa'nın 2.989 g/ cm3 . Io'nun kütlesi, yarıçapı ve dört kutuplu yerçekimi katsayılarının (kütlenin bir nesne içinde nasıl dağıldığına ilişkin sayısal değerler) Voyager ve Galileo ölçümlerine dayanan modeller , iç kısmının silikat bakımından zengin bir kabuk ve manto ile bir demir-veya demir-sülfür açısından zengin çekirdek . Io'nun metalik çekirdeği, kütlesinin yaklaşık %20'sini oluşturur. Çekirdekteki kükürt miktarına bağlı olarak, çekirdeğin yarıçapı, neredeyse tamamen demirden oluşuyorsa 350 ile 650 km (220-400 mi) veya bir çekirdek için 550 ile 900 km (340-560 mi) arasındadır. demir ve kükürt karışımından oluşur. Galileo'nun manyetometresi , Io'da içsel, içsel bir manyetik alanı tespit edemedi, bu da çekirdeğin konveksiyon yapmadığını düşündürdü .

Io'nun iç bileşiminin modellenmesi, mantonun magnezyum açısından zengin mineral forsteritin en az %75'inden oluştuğunu ve L-kondrit ve LL-kondrit göktaşlarınınkine benzer bir toplu bileşime sahip olduğunu ve daha yüksek demir içeriğine sahip olduğunu göstermektedir ( silikon ile karşılaştırıldığında). ) Ay veya Dünya'dan daha düşüktür, ancak Mars'tan daha düşüktür. Io'da gözlemlenen ısı akışını desteklemek için, Io'nun mantosunun %10-20'si erimiş olabilir, ancak yüksek sıcaklıkta volkanizmanın gözlemlendiği bölgeler daha yüksek eriyik fraksiyonlarına sahip olabilir. Bununla birlikte, 2009 yılında Galileo manyetometre verilerinin yeniden analizi, Io'da, yüzeyin 50 km (31 mil) altında bir magma okyanusu gerektiren indüklenmiş bir manyetik alanın varlığını ortaya çıkardı. 2011'de yayınlanan daha fazla analiz, böyle bir okyanusun doğrudan kanıtını sağladı. Bu katmanın 50 km kalınlığında olduğu ve Io'nun mantosunun yaklaşık %10'unu oluşturduğu tahmin edilmektedir. Magma okyanusundaki sıcaklığın 1.200 °C'ye ulaştığı tahmin edilmektedir. Io'nun mantosunun %10-20'lik kısmi erime yüzdesinin, bu olası magma okyanusunda önemli miktarda erimiş silikat gereksinimi ile tutarlı olup olmadığı bilinmemektedir. Io'nun geniş volkanizma tarafından çökeltilen bazalt ve kükürtten oluşan Io'nun litosferi , en az 12 km (7,5 mil) kalınlığında ve muhtemelen 40 km'den (25 mil) daha az kalınlıktadır.

gelgit ısıtma

Dünya ve Ay'dan farklı olarak, Io'nun ana iç ısı kaynağı, Io'nun Europa ve Ganymede ile olan yörünge rezonansının sonucu olan radyoaktif izotop bozunmasından ziyade gelgit yayılımından gelir. Bu tür bir ısınma, Io'nun Jüpiter'den uzaklığına, yörüngesel eksantrikliğine, iç yapısının bileşimine ve fiziksel durumuna bağlıdır. Europa ve Ganymede ile Laplace rezonansı , Io'nun eksantrikliğini korur ve Io içindeki gelgit yayılımının yörüngesini dairesel hale getirmesini önler. Rezonans yörüngesi ayrıca Io'nun Jüpiter'e olan mesafesini korumaya yardımcı olur; aksi takdirde Jüpiter'de yükselen gelgitler, Io'nun ana gezegeninden yavaşça dışarı doğru spiral yapmasına neden olur. Io'nun deneyimlediği gelgit kuvvetleri, Ay nedeniyle Dünya'nın deneyimlediği gelgit kuvvetlerinden yaklaşık 20.000 kat daha güçlüdür ve Io'nun periapsis ve yörüngesindeki apoapsis zamanları arasındaki gelgit çıkıntısındaki dikey farklar, 100 kadar olabilir . m (330 ft). Rezonans yörüngesi olmasaydı, bunun yerine Io'nun yörüngesini dairesel hale getirecek olan bu değişken gelgit çekişi nedeniyle Io'nun iç kısmında üretilen sürtünme veya gelgit yayılımı, Io'nun iç kısmında önemli miktarda gelgit ısınması yaratır ve önemli miktarda Io'nun manto ve çekirdeğini eritir. Üretilen enerji miktarı, yalnızca radyoaktif bozunmadan üretilenden 200 kat daha fazladır . Bu ısı, gözlemlenen yüksek ısı akışını (küresel toplam: 0,6 ila 1,6×10 14 W ) oluşturan volkanik aktivite şeklinde salınır . Yörüngesinin modelleri, Io içindeki gelgit ısınma miktarının zamanla değiştiğini göstermektedir; bununla birlikte, gelgit yayılımının mevcut miktarı, gözlemlenen ısı akışı ile tutarlıdır. Gelgit ısıtma ve konveksiyon modelleri, gelgit enerjisi dağılımını ve ısının yüzeye manto konveksiyonunu aynı anda eşleştiren tutarlı gezegensel viskozite profilleri bulamadı.

Io'nun birçok volkanında ortaya çıkan ısının kaynağının Jüpiter ve uydusu Europa'dan gelen yerçekimi çekiminden kaynaklanan gelgit ısınması olduğu konusunda genel bir fikir birliği olmasına rağmen, volkanlar gelgit ısıtmasıyla tahmin edilen konumlarda değiller. 30 ila 60 derece doğuya kaydırılırlar. Tyler ve arkadaşları tarafından yayınlanan bir çalışma. (2015), bu doğu kaymasının yüzeyin altındaki bir erimiş kaya okyanusundan kaynaklanabileceğini öne sürüyor. Bu magmanın hareketi, viskozitesi nedeniyle sürtünme yoluyla ekstra ısı üretecektir . Çalışmanın yazarları, bu yeraltı okyanusunun erimiş ve katı kaya karışımı olduğuna inanıyor.

Güneş Sistemindeki diğer uydular da gelgitle ısıtılır ve onlar da yeraltı magmasının veya su okyanuslarının sürtünmesi yoluyla ek ısı üretebilir. Bir yeraltı okyanusunda bu ısı üretme yeteneği, Europa ve Enceladus gibi cisimlerde yaşam şansını artırır .

Yüzey

Io'nun yüzey haritası
Io yüzeyinin dönen görüntüsü; büyük kırmızı halka Pele yanardağının etrafında

Bilim adamlarının Ay, Mars ve Merkür'ün antik yüzeyleriyle ilgili deneyimlerine dayanarak, Voyager 1'in Io'nun ilk görüntülerinde çok sayıda çarpma krateri görmeleri bekleniyordu . Io'nun yüzeyindeki çarpma kraterlerinin yoğunluğu, Io'nun yaşı hakkında ipuçları verebilirdi. Bununla birlikte, yüzeyin çarpma kraterlerinden neredeyse tamamen yoksun olduğunu, bunun yerine yüksek dağlarla noktalı düz ovalarla, çeşitli şekil ve büyüklükteki çukurlarla ve volkanik lav akıntılarıyla kaplı olduğunu keşfettiklerinde şaşırdılar. O zamana kadar gözlemlenen dünyaların çoğuyla karşılaştırıldığında, Io'nun yüzeyi çeşitli kükürtlü bileşiklerden oluşan çeşitli renkli malzemelerle kaplıydı (Io'nun çürük bir portakal veya pizza ile karşılaştırılmasına yol açar). Çarpma kraterlerinin olmaması, Io'nun yüzeyinin, karasal yüzey gibi jeolojik olarak genç olduğunu gösterdi; volkanik malzemeler üretildikçe kraterleri sürekli olarak gömerler. Bu sonuç, Voyager 1 tarafından en az dokuz aktif yanardağ gözlemlendiğinden olağanüstü bir şekilde doğrulandı .

Yüzey bileşimi

Io'nun renkli görünümü, silikatlar ( ortopiroksen gibi ), kükürt ve kükürt dioksit dahil olmak üzere, geniş volkanizma tarafından biriktirilen malzemelerin sonucudur . Kükürt dioksit donu, Io'nun yüzeyi boyunca her yerde bulunur ve beyaz veya gri malzemelerle kaplı geniş bölgeler oluşturur. Kükürt ayrıca Io'nun birçok yerinde görülür ve sarı ila sarı-yeşil bölgeler oluşturur. Orta enlem ve kutup bölgelerinde biriken kükürt genellikle radyasyondan zarar görür ve normalde kararlı döngüsel 8 zincirli sülfürü parçalar . Bu radyasyon hasarı, Io'nun kırmızı-kahverengi kutup bölgelerini üretir.

Io'nun jeolojik haritası

Patlayıcı volkanizma , genellikle şemsiye şeklindeki tüyler şeklini alır ve yüzeyi kükürtlü ve silikat maddelerle boyar. Io üzerindeki tüy birikintileri, tüy içindeki kükürt ve kükürt dioksit miktarına bağlı olarak genellikle kırmızı veya beyaz renktedir. Genel olarak, gaz giderici lavlardan volkanik menfezlerde oluşan tüyler daha fazla miktarda S2 içerir, bu da kırmızı bir "fan" tortusu oluşturur veya aşırı durumlarda büyük ( genellikle merkezi menfezden 450 km veya 280 mil öteye ulaşan) kırmızı halkalar oluşturur. Kırmızı halkalı tüy birikintisinin belirgin bir örneği Pele'de bulunur. Bu kırmızı tortular temel olarak kükürtten (genellikle 3 ve 4 zincirli moleküler kükürt), kükürt dioksitten ve belki de sülfüril klorürden oluşur . Silikat lav akıntılarının kenarlarında oluşan tüyler (lav ve önceden var olan kükürt ve kükürt dioksit birikintilerinin etkileşimi yoluyla) beyaz veya gri tortular üretir.

Bileşimsel haritalama ve Io'nun yüksek yoğunluğu , özellikle Gish Bar Mons dağının kuzeybatı kanadında küçük su buzu veya hidratlı mineral cepleri geçici olarak tanımlanmış olsa da , Io'nun çok az su içerdiğini veya hiç içermediğini göstermektedir . Io, Güneş Sistemi'nde bilinen herhangi bir cismin en az su miktarına sahip olanıdır. Bu su eksikliği, muhtemelen Jüpiter'in Güneş Sistemi'nin evriminde Io civarındaki su gibi uçucu maddeleri uzaklaştırmak için yeterince sıcak olmasına rağmen, daha fazlasını yapacak kadar sıcak olmamasından kaynaklanıyor.

volkanizma

Aktif lav, volkanik bölge Tvashtar Paterae'de akar (boş bölge, orijinal verilerde doymuş alanları temsil eder). Galileo tarafından Kasım 1999 ve Şubat 2000'de çekilen görüntüler .

Io'nun zorunlu yörünge eksantrikliği tarafından üretilen gelgit ısıtması , onu yüzlerce volkanik merkez ve geniş lav akıntılarıyla Güneş Sistemi'ndeki volkanik olarak en aktif dünya haline getirdi . Büyük bir patlama sırasında, çoğunlukla mafik veya ultramafik (magnezyum açısından zengin) bileşimlere sahip bazalt silikat lavlardan oluşan onlarca hatta yüzlerce kilometre uzunluğunda lav akıntıları üretilebilir . Bu aktivitenin bir yan ürünü olarak, kükürt, kükürt dioksit gazı ve silikat piroklastik malzeme (kül gibi) uzaya 200 km'ye (120 mil) kadar üflenir, geniş, şemsiye şeklinde tüyler üretir, çevredeki araziyi kırmızıya boyar, siyah ve beyaz ve Io'nun düzensiz atmosferi ve Jüpiter'in geniş manyetosferi için malzeme sağlıyor.

Io'nun yüzeyi, genellikle dik duvarlarla çevrili düz zeminlere sahip paterae olarak bilinen volkanik çöküntülerle noktalanmıştır . Bu özellikler karasal kalderalara benzer , ancak karasal kuzenleri gibi boşaltılmış bir lav odasının üzerine çökme yoluyla üretilip üretilmedikleri bilinmemektedir. Bir hipotez, bu özelliklerin volkanik eşiklerin mezardan çıkarılması yoluyla üretildiğini ve üstteki malzemenin ya püskürtüldüğünü ya da eşiğin içine entegre edildiğini öne sürüyor. Mezardan çıkarmanın çeşitli aşamalarındaki patera örnekleri, Chaac-Camaxtli bölgesinin Galileo görüntüleri kullanılarak haritalanmıştır . Dünya ve Mars'taki benzer özelliklerden farklı olarak, bu çöküntüler genellikle kalkan volkanlarının zirvesinde yer almaz ve normalde daha büyüktür, ortalama çapı 41 km'dir (25 mil), en büyüğü 202 km'de (126 mil) Loki Patera'dır . Loki aynı zamanda sürekli olarak Io'daki en güçlü yanardağdır ve Io'nun küresel ısı çıkışının ortalama %25'ine katkıda bulunur. Oluşum mekanizması ne olursa olsun, birçok patera'nın morfolojisi ve dağılımı, bu özelliklerin yapısal olarak kontrol edildiğini ve en az yarısının faylar veya dağlarla sınırlandığını göstermektedir. Bu özellikler genellikle, 2001'de Gish Bar Patera'daki bir patlamada olduğu gibi pateraların tabanlarına yayılan lav akıntılarından veya bir lav gölü şeklinde volkanik patlamaların yeridir . Io'daki lav gölleri, ya Pele'de olduğu gibi sürekli olarak devrilen bir lav kabuğuna veya Loki'de olduğu gibi epizodik olarak devrilen bir kabuğa sahiptir.

Io'nun Tvashtar yanardağının yüzeyinden 330 km yukarıda malzeme püskürttüğünü gösteren Yeni Ufuklar görüntülerinin beş görüntü dizisi

Lav akıntıları, Io'daki bir başka büyük volkanik araziyi temsil eder. Magma, pateraların tabanındaki deliklerden veya çatlaklardan ovalarda yüzeye püskürür ve Hawaii'deki Kilauea'da görülenlere benzer şişirilmiş, bileşik lav akıntıları üretir. Galileo uzay aracından alınan görüntüler , Prometheus ve Amirani'dekiler gibi Io'nun büyük lav akışlarının çoğunun , eski akışların üzerinde küçük lav akışlarının birikmesiyle üretildiğini ortaya çıkardı. Io'da daha büyük lav salgınları da gözlendi. Örneğin, Prometheus akışının ön kenarı, 1979'daki Voyager ile 1996'daki ilk Galileo gözlemleri arasında 75 ila 95 km (47 ila 59 mi) arasında hareket etti. 1997'deki büyük bir patlama, 3.500 km2'den (1.400 sq mi) daha fazlasını üretti . taze lav ve bitişik Pillan Patera'nın zeminini sular altında bıraktı.

Voyager görüntülerinin analizi, bilim adamlarını bu akışların çoğunlukla çeşitli erimiş kükürt bileşiklerinden oluştuğuna inanmaya yöneltti. Ancak, Galileo uzay aracından yapılan müteakip Dünya tabanlı kızılötesi çalışmalar ve ölçümler, bu akışların mafik ila ultramafik bileşimlere sahip bazaltik lavlardan oluştuğunu göstermektedir. Bu hipotez, Io'nun "sıcak noktalarının" sıcaklık ölçümlerine veya en az 1.300 K ve bazılarında 1.600 K'ye kadar çıkan sıcaklıkları öneren termal emisyon konumlarına dayanmaktadır. sıcaklıkları modellemek için yanlış termal modeller kullanıldı.

Pele ve Loki yanardağlarındaki tüylerin keşfi, Io'nun jeolojik olarak aktif olduğunun ilk işaretiydi. Genel olarak, bu tüyler, kükürt ve kükürt dioksit gibi uçucu maddeler Io'nun yanardağlarından 1 km/s'ye (0.62 mi/s) ulaşan hızlarda gökyüzüne doğru fırlatıldığında oluşur ve şemsiye şeklinde gaz ve toz bulutları oluşturur. Bu volkanik tüylerde bulunabilecek ilave maddeler arasında sodyum, potasyum ve klor bulunur . Bu tüyler iki yoldan biriyle oluşturulmuş gibi görünmektedir. Pele tarafından yayılanlar gibi Io'nun en büyük tüyleri, çözünmüş kükürt ve kükürt dioksit gazı volkanik menfezlerde veya lav göllerinde patlayan magmadan salındığında oluşur ve genellikle silikat piroklastik malzemeyi onlarla birlikte sürükler. Bu tüyler, yüzeyde kırmızı (kısa zincirli kükürtten) ve siyah (silikat piroklastiklerinden) birikintiler oluşturur. Bu şekilde oluşan tüyler, Io'da gözlenen en büyükler arasındadır ve çapı 1.000 km'den (620 mi) daha büyük kırmızı halkalar oluşturur. Bu tüy tipinin örnekleri arasında Pele, Tvashtar ve Dazhbog bulunur . Başka bir tüy türü, lav akıntılarının altta yatan kükürt dioksit donunu buharlaştırması ve kükürtün gökyüzüne gönderilmesiyle ortaya çıkar. Bu tür tüy genellikle kükürt dioksitten oluşan parlak dairesel tortular oluşturur. Bu tüyler genellikle 100 km'den (62 mil) daha kısadır ve Io'daki en uzun ömürlü tüyler arasındadır. Örnekler arasında Prometheus , Amirani ve Masubi sayılabilir . Patlayan kükürtlü bileşikler, Io'nun litosferinde daha büyük derinliklerde kükürt çözünürlüğündeki bir azalmadan üst kabukta yoğunlaşır ve bir sıcak noktanın püskürme tarzı için belirleyici olabilir.

Dağlar

5,4 km yüksekliğindeki bir dağ olan Tohil Mons'un Galileo gri tonlamalı görüntüsü

Io'nun 100 ila 150 dağı vardır. Bu yapıların yüksekliği ortalama 6 km (3,7 mi) ve Güney Boösaule Montes'de maksimum 17,5 ± 1,5 km (10.9 ± 0,9 mi)' ye ulaşır . Dağlar, Dünya'daki durumun aksine, genellikle büyük (ortalama dağ 157 km veya 98 mil uzunluğunda), belirgin küresel tektonik kalıpları olmayan izole yapılar olarak görünür. Bu dağlarda gözlemlenen muazzam topografyayı desteklemek için kükürtün aksine çoğunlukla silikat kayadan oluşan bileşimler gerekir.

Io'ya kendine özgü görünümünü veren geniş volkanizmaya rağmen, dağlarının neredeyse tamamı tektonik yapılardır ve volkanlar tarafından üretilmez. Bunun yerine, çoğu İyon dağları, litosferin tabanındaki, Io'nun kabuğunun parçalarını yükselten ve genellikle bindirme fayları yoluyla yatıran sıkıştırma gerilmelerinin bir sonucu olarak oluşur . Dağ oluşumuna yol açan basınç gerilmeleri , volkanik malzemelerin sürekli gömülmesinden kaynaklanan çökmenin sonucudur. Dağların küresel dağılımı, volkanik yapılarınkinin tersi gibi görünmektedir; dağlar, daha az yanardağ bulunan bölgelere hakimdir ve bunun tersi de geçerlidir. Bu, Io'nun litosferinde sıkıştırmanın (dağ oluşumunu destekleyen) ve genişlemenin (patera oluşumunu destekleyen) hakim olduğu geniş ölçekli bölgeleri göstermektedir. Bununla birlikte, yerel olarak, dağlar ve pateralar sıklıkla birbirine bitişiktir, bu da magmanın yüzeye ulaşmak için dağ oluşumu sırasında oluşan fayları sıklıkla kullandığını düşündürür.

Io'daki dağlar (genellikle çevredeki ovaların üzerinde yükselen yapılar) çeşitli morfolojilere sahiptir. Yaylalar en yaygın olanıdır. Bu yapılar, engebeli yüzeylere sahip büyük, düz tepeli mesalara benzemektedir. Diğer dağlar, daha önce düz olan yüzeyden sığ bir eğime ve sıkıştırıcı gerilmeler tarafından yükseltilen daha önce yüzey altı malzemelerden oluşan dik bir eğime sahip, eğimli kabuk blokları gibi görünmektedir. Her iki dağ türü de genellikle bir veya daha fazla kenar boyunca dik yamaçlara sahiptir. Io'daki sadece bir avuç dağın volkanik kökenli olduğu görülüyor. Bu dağlar , küçük, merkezi bir kalderanın yakınında dik yamaçları (6-7°) ve kenarları boyunca sığ yamaçları olan küçük kalkan volkanlarına benzer. Bu volkanik dağlar genellikle Io'daki ortalama dağdan daha küçüktür, ortalama olarak sadece 1 ila 2 km (0,6 ila 1,2 mi) yüksekliğinde ve 40 ila 60 km (25 ila 37 mi) genişliğindedir. Çok daha sığ eğimli diğer kalkan volkanlar, Ra Patera'da olduğu gibi, ince akışların merkezi bir pateradan yayıldığı birkaç Io yanardağının morfolojisinden çıkarılır .

Neredeyse tüm dağların bir bozulma aşamasında olduğu görülüyor. İyonya dağlarının tabanında büyük toprak kayması tortuları yaygındır, bu da kütle kaybının birincil bozulma biçimi olduğunu düşündürür. Io'nun mesaları ve platoları arasında, Io'nun kabuğundan kükürt dioksit sızıntısının sonucu olarak, dağ kenarları boyunca zayıf bölgeler oluşturan, taraklı kenarlar yaygındır.

Atmosfer

Io'nun üst atmosferinde auroral parlıyor. Farklı renkler, atmosferin farklı bileşenlerinden gelen emisyonu temsil eder (yeşil, sodyum salınımından, kırmızı oksijen salınımından ve mavi, kükürt dioksit gibi volkanik gazların salınımından gelir). Io güneş tutulması sırasında çekilmiş bir görüntü.

Io, esas olarak kükürt dioksitten oluşan son derece ince bir atmosfere sahiptir ( SO
2
, kükürt monoksit ( SO ), sodyum klorür ( NaCl ) ve atomik kükürt ve oksijen gibi küçük bileşenler içerir . Atmosfer, günün saati, enlem, volkanik aktivite ve yüzey donunun bolluğu ile yoğunluk ve sıcaklıkta önemli farklılıklara sahiptir. Io üzerindeki maksimum atmosferik basınç , uzaysal olarak Io'nun anti-Jüpiter yarımküresinde ve ekvator boyunca görülen 3,3 × 10-5  ila 3 × 10-4  paskal (Pa) veya 0,3 ila 3  nbar arasında değişir ve geçici olarak öğleden sonra erken saatlerde yüzey don zirvelerinin sıcaklığı. 5 × 10 −4 ila 40 × 10 −4  Pa (5 ila 40 nbar) basınçlarla, volkanik dumanlarda lokalize tepeler de görülmüştür . Io'nun atmosfer basıncı, basıncın 0,1 × 10 −7  ila 1 × 10 −7  Pa'ya (0,0001 ila 0,001 nbar) düştüğü Io'nun gece tarafında en düşüktür. Io'nun atmosferik sıcaklığı, kükürt dioksitin yüzeydeki don ile buhar basıncı dengesinde olduğu düşük irtifalardaki yüzey sıcaklığından, düşük atmosferik yoğunluğun Io plazma torusundaki plazmadan ve Io akı tüpünden Joule ısıtma. Düşük basınç, kükürt dioksitin dondan zengin alanlardan dondan fakir alanlara geçici olarak yeniden dağıtılması ve bulut malzemesi daha kalın gündüz atmosferine yeniden girdiğinde duman birikinti halkalarının boyutunu genişletmek dışında atmosferin yüzey üzerindeki etkisini sınırlar. İnce İyon atmosferi ayrıca, Io'yu araştırmak için gönderilen gelecekteki herhangi bir iniş sondasının aeroshell tarzı bir ısı kalkanıyla kaplanmasına gerek olmayacağı, bunun yerine yumuşak bir iniş için retro iticilere ihtiyaç duyacağı anlamına gelir . İnce atmosfer, aynı zamanda , daha kalın bir atmosferin zayıflatacağı güçlü Jovian radyasyonuna dayanabilen sağlam bir arazi aracı gerektirir .

Io'nun atmosferindeki gaz, Jüpiter'in manyetosferi tarafından sıyrılarak ya Io'yu çevreleyen nötr buluta ya da Io'nun yörüngesini paylaşan ancak Jüpiter'in manyetosferiyle birlikte dönen iyonize parçacıklardan oluşan bir halka olan Io plazma torusuna kaçar. Bu işlemle her saniye yaklaşık bir ton malzeme atmosferden çıkarılır ve sürekli olarak yenilenmesi gerekir. SO'nun en dramatik kaynağı
2
10 pompalayan volkanik tüylerdirOrtalama olarak Io'nun atmosferine saniyede
4 kg kükürt dioksit, ancak bunların çoğu tekrar yüzeyde yoğunlaşıyor. Io'nun atmosferindeki kükürt dioksitin çoğu, güneş ışığına dayalı SO2'nin süblimleşmesiyle sürdürülür .
2
yüzeyde donmuş. Gün tarafı atmosferi, büyük ölçüde, yüzeyin en sıcak olduğu ve en aktif volkanik bulutların bulunduğu ekvatorun 40°'si içinde sınırlıdır. Süblimleşmeye dayalı bir atmosfer, Io'nun atmosferinin en yoğun olduğu gözlemlerle de tutarlıdır .
2
don en boldur ve Io Güneş'e daha yakın olduğunda en yoğundur. Bununla birlikte, gözlemlenen en yüksek yoğunluklar volkanik menfezlerin yakınında görüldüğünden, volkanik dumanlardan bazı katkılar gereklidir. Atmosferdeki kükürt dioksitin yoğunluğu doğrudan yüzey sıcaklığına bağlı olduğundan, Io'nun atmosferi geceleri veya Io Jüpiter'in gölgesindeyken (kolon yoğunluğunda ~%80'lik bir düşüşle) kısmen çöker. Tutulma sırasındaki çöküş, atmosferin en alt kısmında kükürt monoksitten oluşan bir difüzyon tabakasının oluşumuyla bir şekilde sınırlandırılır, ancak Io'nun gece tarafı atmosferinin atmosfer basıncı, öğleni geçen zirvesinden iki ila dört kat daha azdır. NaCl , SO , O ve S gibi Io atmosferinin küçük bileşenleri şunlardan kaynaklanır: doğrudan volkanik gaz çıkışı; SO'dan güneş ultraviyole radyasyonunun neden olduğu foto ayrışma veya kimyasal bozulma
2
; veya Jüpiter'in manyetosferinden yüklü parçacıklar tarafından yüzey birikintilerinin püskürtülmesi .

Çeşitli araştırmacılar, Io atmosferinin Jüpiter'in gölgesine geçtiğinde yüzeyde donduğunu öne sürdüler. Bunun kanıtı, ayın bazen tutulmadan hemen sonra donla kaplıymış gibi biraz daha parlak göründüğü bir "tutulma sonrası aydınlanma" dır. Yaklaşık 15 dakika sonra parlaklık muhtemelen süblimleşme yoluyla kaybolduğu için normale döner . Yere dayalı teleskoplarla görülmenin yanı sıra, Cassini uzay aracındaki bir alet kullanılarak yakın kızılötesi dalga boylarında tutulma sonrası parlaklık bulundu. Bu fikre daha fazla destek, 2013'te Gemini Gözlemevi'nin , Jüpiter ile tutulma sırasında Io'nun SO2 atmosferinin çöküşünü ve sonrasındaki reformasyonunu doğrudan ölçmek için kullanılmasıyla geldi.

Io bir tutulma yaşarken elde edilen Io'nun yüksek çözünürlüklü görüntüleri, aurora benzeri bir parıltı ortaya çıkarır. Bu, Dünya'da olduğu gibi , atmosfere çarpan parçacık radyasyonundan kaynaklanmaktadır, ancak bu durumda yüklü parçacıklar güneş rüzgarından ziyade Jüpiter'in manyetik alanından gelmektedir . Aurora genellikle gezegenlerin manyetik kutuplarının yakınında meydana gelir, ancak Io'lar ekvatorunun yakınında en parlaktır. Io kendine özgü bir manyetik alandan yoksundur; bu nedenle, Jüpiter'in Io yakınında manyetik alanı boyunca hareket eden elektronlar, Io'nun atmosferini doğrudan etkiler. Daha fazla elektron atmosferiyle çarpışır ve alan çizgilerinin Io'ya teğet olduğu (yani ekvatorun yakınında) en parlak aurora'yı üretir, çünkü içinden geçtikleri gaz sütunu orada en uzundur. Io üzerindeki bu teğet noktalarla ilişkili auroraların, Jüpiter'in eğik manyetik dipolünün değişen oryantasyonu ile sallandığı gözlemlenir . Io'nun kolu boyunca oksijen atomlarından (sağdaki resimde kırmızı parıltılar) ve Io'nun gece tarafındaki sodyum atomlarından (aynı resimde yeşil parıltılar) daha soluk aurora da gözlemlendi.

Ayrıca bakınız

Referanslar

Dış bağlantılar