Anar al contingut

Vulcanisme en Ío

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Erro al crear miniatura:
Vulcanisme en Ío
Erro al crear miniatura:
El satèlit Ío, en dos plomes en erupció en la seua superfície

La activitat volcànica en Ío o vulcanisme en Ío, un dels satèlits de Júpiter, produïx rius de lava, pous volcànics i plomes[1] de sofre i diòxit de sofre que són llançades a centenars de quilómetros d'altura. Esta activitat volcànica va ser descoberta en 1979, pels científics encarregats d'analisar les imàgens de la sonda Voyager 1.[2] L'observació d'Ío per mig de les missions espacials del Programa Voyager, Galileo, Cassini i New Horizons, junt en els distints observatoris astronòmics terrestres, varen revelar més de 150 volcans actius, encara que se supon l'existència de més de 400 volcans en total en este satèlit.[3] L'activitat volcànica de Ío fa d'este satèlit un dels quatre objectes celests volcánicamente actius que es coneixen en el nostre sistema solar, junt en la Terra, Encélado (satèlit de Saturn) i Salamandra (satèlit de Neptú).

La font de calor de Ío prové de l'efecte conegut com calfament per marea. La variació de la força d'atracció de Júpiter deguda a l'excentricitat de l'òrbita de Ío i a la rotació sobre el seu propi eix generen intenses friccions en l'interior del satèlit. Este efecte va ser predit poc temps abans del sobrevole de la Voyager 1. El calfament, producte de la força de marea, es dissipa a través de la seua corfa,[4] i diferix del calor geotèrmica interna que posseïx la Terra, que prové del decaiguda radiactiva.[5] La llaugera diferència en l'atracció gravitatoria de Júpiter fa que Ío sofrixca un abultamiento per la força de marea que varia en passar del punt més propenc al més lluntà de la seua òrbita. Esta variació que modifica la forma de Ío causa el calfament intern per fricció. Sense este calfament de marea, Ío seria similar a la Lluna de la Terra, geològicament mort i cobert de cràters pels impactes d'asteroides, ya que són cossos de tamany i massa similars.[4]


L'activitat volcànica de Ío ha produït la formació de centenars de centres volcànics i extenses formacions de lava, fent d'este satèlit el cos celest volcánicamente més actiu del sistema solar. Existixen tres tipos diferents d'erupció volcàniques identificades, diferint en duració, intensitat, ràdio d'efusión, i en si l'erupció es produïx dins d'una «fossa volcànica», en el cas de la qual este tipo particular de formació es denomina patera. La lava, composta principalment per basalt, fluïx en Ío per decenes o inclusivament centenars de quilómetros, i és similar a la dels escuts volcànics del nostre planeta, tals com el Kīlauea en Hawái.[6] Si be la major part de la lava de Ío és basáltica, també s'han detectat alguns fluix composts per sofre i diòxit de sofre. Ademés, les temperatures d'algunes erupció han alcançat els 1600 K (1327 °C), lo que indica que es tracta de erupció de lava de silicat ultramáficas, a molt alta temperatura.[7]

Com a resultat de la presència de cantitats significatives de materials sulfurosos en la superfície de Ío, algunes erupció expulsen a l'espai sofre, diòxit de sofre i material piroclástico a més de 500 km, produint enormes plomes volcàniques en forma de paraigües.[8] Estos materials teñir les afores de l'erupció d'un color rojós, negre i blanc, i proporcionen material per a l'irregular atmòsfera de Ío i la jagantesca magnetosfera de Júpiter. Les naus espacials que a partir de l'any 1979 han fotografiat a Ío, han detectat numerosos canvis en la seua superfície com a resultat de la seua activitat volcànica.[9]

Descobriment

[editar | editar còdic]
Erro al crear miniatura:
Image del descobriment de l'activitat volcànica en Ío, presa en 1979

Ans que la sonda Voyager 1 passara sobre Ío el 5 de març de 1979, es creïa que era un satèlit geològicament mort com la Lluna terrestre. El descobriment d'un núvol de sodi que rodejava a Ío va conduir a la teoria de que podria estar cobert per evaporitas.[10] Esta i atres conclusions provenien de les observacions infrarrojas realisades des dels observatoris terrestres en la década de 1970.


Aprofitant que Ío passava just baix l'ombra de Júpiter es varen realisar observacions infrarrojas en una llongitut d'ona de 10 μm, descobrint-se que Ío posseïx un fluix tèrmic anormalment alt en comparació als atres satèlits galileanos.[11] Llavors, este fenomen va ser atribuït a una inèrcia tèrmica superior a la d'Europa i Ganimedes,[12] pero posteriorment estes conclusions varen ser descartades quan es varen realisar medicions en una llongitut d'ona de 20 μm, les quals sugerien que Ío tenia una superfície en propietats similars a les dels atres satèlits galileanos.[11] Des de llavors s'ha determinat que la gran radiació tèrmica que Ío emet en llongituts d'ona curtes es deu a la combinació de la seua activitat volcànica i del calfament solar en la superfície del satèlit, mentres que en llongituts d'ona llargues este calfament pel Sol contribuïx en major mida que l'activitat volcànica en la radiació emesa.[13]

El 20 de febrer de 1978 va ser detectat un fort increment en el fluix tèrmic a una llongitut d'ona de 5 μm sobre la superfície de Ío. Una de les possibles explicacions que varen considerar els científics que ho varen descobrir va ser que podria tractar-se d'una forta activitat volcànica, en el cas de la qual les senyes s'ajustaven per a un àrea d'uns 8000 km² sobre la superfície de Ío, en una temperatura de 600 K (327 °C). No obstant, els autors varen considerar que esta hipòtesis era poc provable, i en el seu lloc es varen centrar en l'idea de que les emissions de Ío provenien de la seua interacció en la magnetosfera de Júpiter.[14]

Poc temps ans que la Voyager 1 es trobara en Ío, Stan Peale, Patrick Cassen i R. T. Reynolds varen publicar un artícul en la revista Science predient una superfície modificada per l'activitat volcànica i un interior en capes diferenciades, en lloc de l'interior homogéneu que es creïa per llavors. Els científics varen realisar el seu model de l'interior de Ío tenint en conte l'enorme cantitat de calor produïda pels efectes de mareja que Júpiter produïx sobre Ío per l'òrbita llaugerament excèntrica del satèlit. Els seus càlculs varen sugerir que la cantitat de calor generada per un model de Ío en un interior homogéneu seria tres voltes superior a la cantitat de calor produïda solament pel decaiguda radiactiva, i que este efecte seria encara major si l'interior de Ío estiguera format per capes diferenciades.[4]

Erro al crear miniatura:
Image de Loki Patera capturada per la Voyager 1, a on s'observen varis fluix de lava i atres pous volcànics propencs

Les primeres imàgens de la superfície de Ío preses per la Voyager 1 varen revelar l'absència de cràters causats per l'impacte de cossos menors, la qual cosa sugerix que la seua superfície és molt recent i ha segut renovada. Els cràters d'impacte són comunament utilisats pels geòlecs per a determinar l'edat de la superfície dels cossos rocosos del sistema solar; a major cantitat de cràters li correspon generalment una major antiguetat. En el seu lloc, la Voyager 1 va fotografiar una superfície multicolor, repleta de taques en depressió de formes irregulars, pero que carien de les típiques vores elevades produïts pels cràters d'impacte. La sonda també va observar traces característiques de fluix formats per líquits de molt baixa viscosidad, aixina com grans montanyes aïllades que no s'assemblen als volcans terrestres. Les fotografies de Ío sugerien que, tal i com varen predir Peale et al., la seua superfície va ser intensament modificada per l'activitat volcànica.[15]

El 8 de març de 1979, tres dies despuix de sobrevolar Júpiter, la Voyager 1 va prendre imàgens dels satèlits de Júpiter per a ajudar als controladors de la missió a determinar l'ubicació exacta de la nau espacial, un procés cridat «navegació òptica». Mentres processaven les imàgens de Ío per a millorar la visibilitat del fondo d'estrelas, l'ingeniera de navegació Lindo A. Morabito va detectar una emanació d'uns 300 km d'altura proyectant-se des de la seua superfície.[2] Al principi, la científica va supondre que aquell núvol es tractava d'un satèlit situat darrere de Ío, encara que se sabia que no podia haver cap cos d'eixe tamany en els voltants d'eixe sector de l'espai. Posteriorment es va determinar que aquella nebulositat era una ploma generada per una erupció volcànica en una obscura depressió, volcà que posteriorment es va denominar Pele.[16] A partir d'este descobriment es varen descobrir sèt plomes més en les primeres imàgens obtingudes per la sonda.[16] També es varen detectar distintes fonts d'emissió tèrmica, producte de rius de lava en procés de refredat.[17] Quatre mesos despuix, la nau espacial Voyager 2 va prendre noves fotografies de la superfície de Ío que, en comparar-les en les primeres imàgens de la Voyager 1, varen revelar notables canvis sobre la seua superfície, incloent nous depòsits de material en Nuguen Patera i en el volcà Surt.[18]

Font de calor

[editar | editar còdic]

La font principal de calor interna de Ío prové de l'acceleració de marea que sofrix a causa de l'enorme atracció gravitacional que eixercix Júpiter.[4] Esta font de calor diferix de la font de calor interna de l'activitat volcànica terrestre, que és producte del decaiguda radiactiva dels isòtops i del calor residual provocat pel acrecimiento que va sofrir el planeta.[5][19] Estes fonts de calor són les que en la Terra causen convecció en el mant terrestre, la qual produïx periòdicament erupció volcàniques a lo llarc de les falles situades en els llímits de les distintes plaques tectónicas.[20]

El calfament de marea de Ío depén de la distància entre este i Júpiter, de l'excentricitat de la seua òrbita, de la seua composició interna i de les seues característiques físiques.[21] Ademés, la denominada resonància de Laplace, que provoca que els satèlits galileanos posseïxquen una relació simple entre les seues periodos orbitales, manté l'excentricitat de l'òrbita de Ío (prevé que la seua òrbita es torne circular). L'excentricitat de la seua òrbita produïx que les marees originen diferències en el abultamiento de fins a 100 m, ya que l'atracció gravitatoria a la que està somés varia lleument entre l'apoapsis (punt de la seua òrbita més alluntat de Júpiter) i el periapsis (més propenc) de la seua òrbita. Esta variació en l'atracció de marea produïx la suficient fricció en l'interior de Ío com per a causar un calfament i inclús un derretimiento significatiu.

A diferència de la Terra, a on la major part de la calor interna és dissipat a través de la corfa terrestre, en Ío la calor interna és lliberat a través de clavills en la seua corfa produint una gran activitat volcànica i generant aixina enormes emanació tèrmiques, en una emissió global de calor de l'orde d'entre 0.6 i 1.6 × 1014 W. Els models de la seua òrbita sugerixen que la cantitat de calfament de marea produït en l'interior de Ío va canviant en el temps, i que el fluix de calor actual no és representatiu del promig a llarc determini.[21] Les emanació de calor observades provinents de l'interior de Ío són majors que les estimacions del produït per calfament de marea, lo que sugerix que Ío s'està gelant despuix d'haver travessat un periodo d'activitat intensa.[22]


Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ Cf. Don Anderson, ¿Qué és una ploma?.
  2. ↑ 2,0 2,1 (1979).Science.204(4396)doi:10.1126/science.204.4396.972.Consultat el 29 de decembre de 2009.
  3. ↑ (2004).Icarus.169(1)
    140-174.doi:10.1016/j.icarus.2003.11.013.Consultat el 29 de decembre de 2009.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 (1979).Science.203(4383)
    892-894.doi:10.1126/science.203.4383.892.Consultat el 29 de decembre de 2009.
  5. ↑ 5,0 5,1 «Some Unanswered Questions». United States Geological Survey. Consultat el 29 de decembre de 2009.
  6. ↑ (2007).Icarus.192(2)
    491-502.doi:10.1016/j.icarus.2007.07.008.
  7. ↑ (2007) «Active volcanism: Effusive eruptions», Lopes, R. M. C. i Spencer, J. R. (ed.). Io after Galileo, Springer-Praxis, pp. 133-161. ISBN 3-540-34681-3.
  8. ↑ (2008).Icarus.197(2)
    505-518.doi:10.1016/j.icarus.2008.05.005.
  9. ↑ (2004).Icarus.169(1)
    29-64.doi:10.1016/j.icarus.2003.09.024.
  10. ↑ (1974).Science.186(4167)
    922-925.doi:10.1126/science.186.4167.922.
  11. ↑ 11,0 11,1 (1973).Icarus.18(2)
    223-236.doi:10.1016/0019-1035(73)90207-8.
  12. ↑ (1973).Icarus.18(2)
    237-246.doi:10.1016/0019-1035(73)90208-X.
  13. ↑ Cruikshank, D. P. (2007). «A history of the exploration of Io», Lopes, R. M. C. i Spencer, J. R. (ed.). Io after Galileo, Springer-Praxis, pp. 5-33. ISBN 3-540-34681-3.
  14. ↑ (1979).Science.203(4381)
    643-646.doi:10.1126/science.203.4381.643.
  15. ↑ (1979).Science.204(4396)
    951-972.doi:10.1126/science.204.4396.951.
  16. ↑ 16,0 16,1 (1979).Nature.280(5725)
    733-736.doi:10.1038/280733a0.
  17. ↑ (1979).Science.204(4396)
    972-976.doi:10.1126/science.204.4396.972-a.
  18. ↑ (1979).Science.206(4421)
    927-950.doi:10.1126/science.206.4421.927.
  19. ↑ Turcotte, D. L. (2002). «Chemical Geodynamics», Geodynamics, 2ª edició, Cambridge University Press, p. 410. ISBN 0-521-66186-2.
  20. ↑ Turcotte, D. L. (2002). «Heat Transfer», Geodynamics, 2ª edició, Cambridge University Press, p. 136. ISBN 0-521-66186-2.
  21. ↑ 21,0 21,1 Moore, W. B. (2007). «The Interior of Io», Lopes, R. M. C. i Spencer, J. R. (ed.). Io after Galileo, Springer-Praxis, pp. 89-108. ISBN 3-540-34681-3.
  22. ↑ Davies, A. (2007). «Io and Earth: formation, evolution, and interior structure», Volcanism on Io: A Comparison with Earth, Cambridge University Press, pp. 53-72. ISBN 0-521-85003-7.
Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Vulcanisme_en_Ío&oldid=966453»