Ио (спутник) — различия между версиями

Версия 10:27, 30 марта 2017

Возможное внутреннее строение: ядро, состоящее из железа или сульфида железа (выделено серым цветом), силикатная кора (выделено коричневым) и частично расплавленной силикатной мантией между ними (выделено оранжевым).

Ио (Io) — спутник Юпитера^[1].

Общие сведения

Диаметр — 3642 км (4 по величине спутник в Солнечной системе, крупнее только Ганимед, Титан и Каллисто), его размеры — 3 660,0 × 3 637,4 × 3 630,6 км, средний радиус — 1 821,3 км (0,286 земного, на 5 % больше среднего радиуса Луны), площадь поверхности — 41 910 000 км², масса — 8,9319·10²² кг (на 21% больше, чем у Луны), средняя плотность — 3,528 г/см³, ускорение свободного падения на экваторе — 1,796 м/с² (0,183 g), первая космическая скорость — 1,809 км/с, экваториальная скорость вращения — 271 км/ч. Альбедо = 0,63 ± 0,02.

Относится к группе галилеевых спутников (вместе с Европой, Ганимедом и Каллисто, причём является самым близким из них спутником Юпитера (однако, ещё ближе к планете находятся 4 более мелких спутника). Орбита Ио находится на расстоянии 421 700 км от центра Юпитера и в 350 000 км от верхнего слоя облаков этой планеты. Ио делает оборот вокруг гигантской планеты всего за 42,5 часа. Спутник находится в орбитальном резонансе 2:1 с Европой и 4:1 с Ганимедом, то есть успевает обернуться вокруг планеты 2 раза за время 1 оборота Европы и 4 раза — за время 1 оборота Ганимеда. Этот резонанс поддерживает эксцентриситет орбиты Ио (0,0041), что является главной причиной большой геологической активности Ио. Как и другие галилеевы спутники, Ио — синхронный спутник: он обращён к Юпитеру всегда одним полушарием.

Имеет форму эллипсоида, большая ось которого направлена в сторону Юпитера.

Спутник играет существенную роль в формировании магнитного поля Юпитера. Магнитосфера этой планеты вбирает в себя газы и пыль из тонкой атмосферы спутника со скоростью 1 т в секунду. Данная материя состоит преимущественно из ионизированной и нейтральной серы S, кислорода O и хлора Cl; атомарного натрия Na и калия K; молекулярного диоксида серы SO₂ и серы S; и пыли хлорида натрия NaCl. Эти вещества выбрасываются вулканами спутника, попадают в её атмосферу, а затем — в юпитерианскую магнитосферу и, реже, в межпланетное пространство, и оказывается в разных нейтральных облаках и радиационных поясах магнитосферы Юпитера, а иногда покидает пределы системы этой планеты.

Температура поверхности от 90 K (-183,15 °C) до 130 K (-143,15 °C); в среднем — 110 K (-163,15 °C).

Возраст Ио составляет около 4,5 миллиарда лет.

Внутреннее строение

В отличие от большинства спутников газовых планет, содержащих много льда, Ио преимущественно состоит из силикатов (силикатных пород) и железа Fe — как и планеты земной группы. Плотность Ио равна 3,5275 г/см³, что больше, чем у других галилеевых спутников, Луны, и других спутников в Солнечной системе. Модели, составленные по измеренным «Вояджерами» и «Галилео» массе, радиусу и коэффициентам гравитационного квадруполя (числа, описывающие распределение массы в пределах объекта), указывают на то, что Ио расслоена на ядро из железа или сульфида железа FeS и кору с мантией, богатой силикатами. Металлическое ядро составляет около 20% массы спутника. Радиус ядра Ио зависит от содержания серы: если оно состоит из чистого железа, радиус лежит в пределах 350—650 км, если же оно состоит из соединений железа и серы — то в пределах 550—900 км.

Мантия спутника состоит по меньшей мере на 75% из богатого магнием Mg минерала форстерита Mg₂SiO₄, и её состав подобен составу метеоритов L-хондритов и LL-хондритов. Отношение концентраций железа и кремния Si там выше, чем на Луне или Земле, но ниже, чем на Марсе. Поддержание теплового потока, имеющегося на спутнике, требует, чтобы 10—20% мантии были в расплавленном виде, хотя в областях, где наблюдается высокотемпературный вулканизм, доля расплавленного вещества может быть больше.

Согласно данным с КА «Галилео» 2001 года у спутника нет собственного магнитного поля, следовательно, в железном ядре Ио нет конвекции. Но повторный анализ данных магнитометра «Галилео» в 2009 году показал наличие на спутнике индуцированного магнитного поля, для которого необходим океан магмы на глубине 50 км. Исследование, опубликованное в 2011 году, предоставило прямые доказательства существования такого океана. Толщина данного слоя оценивается в 50 км — 10% мантии Ио. Температура там достигает примерно 1 200 °C. Неизвестно, совместимо ли это 10—20% плавление с условием значительного количества расплавленных силикатов в этом океане магмы.

Главным источником внутреннего тепла Ио является приливный разогрев его недр. Такой разогрев зависит от расстояния между Ио и Юпитером, эксцентриситета её орбиты, состава и физических характеристик недр. Резонанс Лапласа с Европой и Ганимедом поддерживает эксцентриситет Ио и предотвращает скругление орбиты Ио. Орбитальный резонанс поддерживает и текущий радиус орбиты Ио. Изменение высоты приливного горба Ио между апоцентром и перицентром может достигать 100 м. Трение при этих подвижках создаёт в недрах спутника приливный разогрев, а он поддерживает расплавленной значительную часть мантии и ядра Ио, что делает возможной вулканическую активность. Приливный разогрев даёт примерно в 200 раз больше тепла, чем радиоактивный распад. Мощность приливного разогрева может достигать 0,6 — 1,6×10⁸ МВт. Модели орбиты спутника показывают, что мощность приливного разогрева его недр изменяется со временем.

Толщина литосферы Ио, состоящей из базальта и серы и образованной интенсивным вулканизмом, составляет по оценкам от 12 до 40 км.

Геологическая активность

Является самым геологически активным телом Солнечной системы, на нём находится свыше 400 действующих вулканов. Эта активность, как указано выше, обусловлена периодическим нагревом недр спутника в результате трения, которое происходит из-за приливных гравитационных воздействий со стороны Юпитера, Европы и Ганимеда. У некоторых вулканов выбросы серы и диоксида серы настолько сильны, что поднимаются на высоту 500 км.

Поэтому, спутник покрыт множеством разноцветных веществ, преимущественно модификациями и соединениями серы.

Вулканы выбрасывают различные вещества, такие как силикаты (например, ортопироксен (Mg,Fe)₂Si2O₆), сера S и диоксид серы SO². Иней из диоксида серы покрывает почти всю поверхность спутника, окрашивая большие области в белый или серый цвет. На многих областях Ио видна и сера благодаря своему жёлтому или жёлто-зелёному цвету. В средних и высоких широтах радиация разбивает обычно устойчивые восьмиатомные циклические молекулы серы S₈, в результате чего полярные области спутника окрашены в красно-коричневый цвет. Взрывной вулканизм, нередко дающий шлейфы вулканического пепла, формирующие причудливые формы, окрашивает поверхность Ио силикатами и соединениями серы. Осадки данных шлейфов нередко окрашены в красный или белый цвет — в зависимости от содержания серы и диоксида серы. Обычно, шлейфы, созданные в жерле вулкана в результате дегазации лавы, содержат большее количество S₂ и дают красные осадки, выпадающие веером или, изредко, большими (до более чем 450 км радиусом) кольцами. Яркий пример красного кольца из осадков шлейфа имеется вокруг вулкана Пеле. Данный красный осадок состоит приемущественно из серы (главным образом 3- и 4-атомной молекулярной серы), двуокиси серы и, по-видимому, Cl₂SO₂. Шлейфы, возникшие на границах потоков силикатной лавы, дают белые или серые осадки (продукт взаимодействия этой лавы с серой и двуокисью серы, лежащими на поверхности). На спутнике почти нет воды (хотя были идентифицированы небольшие карманы водяного льда или гидратированных минералов).

Небольшое количество ударных кратеров показывает, что поверхность Ио геологически молода, так как кратеры на нём быстро покрываются вулканическими выбросами.

В дополнение к вулканам на Ио есть невулканические горы, вязкие лавовые потоки, достигающие длины в сотни км, озёра расплавленной серы и кальдеры, глубина которых доходит до нескольких км.

Атмосфера Ио

Атмосфера на 90% состоит из диоксида серы SO₂.

Спутник окружает атомарное облако из серы S, кислорода O, натрия Na и калия K, которое тянется до расстояния от её поверхности, равного примерно 6 её радиусам. Эти элементы приходят из верхних слоёв атмосферы Ио. Они возбуждаются из-за столкновений с частицами плазменного тора и других процессов в сфере Хилла Ио, где её сила тяжести преобладает над юпитерианской. Часть всей этой материи покидает атмосферу и выходит на орбиту вокруг Юпитера. В течение 20 часов эти частицы покидают сферу Хилла Ио и формируют бананообразное нейтральное облако, которое способно распространяться на расстояние до 6 радиусов Юпитера от Ио — или внутри орбиты Ио и перед спутником, или вне орбиты Ио и позади спутника. Столкновения, которые возбуждают частицы, также иногда снабжают электронами ионы натрия в плазменном торе, и образовавшиеся нейтральные атомы вылетают из тора. Но эти частицы всё ещё сохраняют свою скорость в 70 км/с (орбитальная скорость спутника — 17 км/с) и образуют струи вещества позади спутника.

Изучение и возможная колонизация

Спутник был открыт 8 января 1610 года Галилео Галилеем.

3 декабря 1973 года и 2 декабря 1974 года «около» спутника пролетали КА «Пионер-10» и «Пионер-11». Удолась уточнить массу Ио; оказалось, что он имеет самую большую среди галилеевых спутников плотность и состоит из силикатных пород, а не водяного льда. Был обнаружен тонкий слой атмосферы спутника и интенсивный радиационный пояс возле её орбиты.

В 1979 году мимо Ио пролетели зонды «Вояджер-1» и «Вояджер-2», обнаружившие вулканическую активность на спутнике.

В 1992 году, приближаясь к Юпитеру, космический аппарат «Улисс» зафиксировал поток пылевидных частиц, направленный из системы Юпитера. Пыль в таких потоках удаляется от Юпитера на скоростях в несколько сот км в секунду, имеет размер примерно 10 μm и состоит преимущественно из хлорида натрия NaCl.

В 1995 году системы Юпитера достиг КА «Галилео»,который стал свидетелем крупного извержения патеры Пиллана и смог подтвердить, что выбросы вулканов состоят из силикатной магмы, богатой магнием и имеющей основной и ультраосновной состав.

В декабре 2000 года КА «Кассини» прошёл недалеко от системы Юпитера по пути к Сатурну. Был был обнаружен новый шлейф на патерах Тваштара и лучше понято сияние Ио. Были получены новые данные о плазменном торе, формируемом Ио. Тор состоит из ионизованных атомов и молекул серы с примесью других веществ. Меридиональное сечение тора имеет форму эллипса со сравнимыми осями.

28 февраля 2007 года мимо спутника пролетел КА «Новые горизонты», получивший новые данные и снимки.

В 2012 году была составлена полная геологическая карта спутника.

Гипотетическая колонизация Ио маловероятна из-за вулканической активности и мощной радиации.

Источники