Ío orbita al gigantesco planeta Júpiter a una distancia media de 420000 km en una órbita excéntrica. Dada la cercanía de Ío a Júpiter se produce lo que se conoce por acoplamiento de marea, esto es, el satélite siempre muestra la misma cara a su planeta. Otra de las consecuencias de este acoplamiento es que la órbita poco a poco se hace circular, estabilizándose. Ío pasa frente a Júpiter en esta hermosa toma que capturó la sonda Cassini en 2000, cuando iba de camino a Saturno. NASA/JPL No olvidemos que Ío es apenas un poco más grande que nuestra Luna (3600 km de diámetro, un 5% de diferencia), con lo que lo normal sería que su actividad geológica fuera similar a la de nuestra Luna, o sea, ninguna. Comparativa de tamaños de la Tierra, la Luna e Ío. Wikipedia Ío provocando un eclipse solar sobre la atmósfera de Júpiter. Esta fantástica imagen fue tomada por el telescopio espacial Hubble en 1999. Créditos: John Spencer (Lowell Observatory)/NASA Sin embargo, Ío no se encuentra sola orbitando al mayor de los planetas del Sistema Solar ya que la acompañan otras 66 lunas más, entre las que encontramos las otras 3 grandes lunas galileanas (Europa, Ganímedes y Calisto, descubiertas junto con Ío por Galileo en 1610). De hecho, 2 de estas lunas (Europa y la gigantesca Ganímedes, que es incluso mayor que Mercurio) ejercen una poderosa influencia sobre Ío. Con estos cuerpos se produce un curioso fenómeno de resonancia orbital, llamado Resonancia de Laplace (los periodos de sus órbitas tienen una relación entre sí de números enteros, 1:2:4). Veamos un poco más detalladamente qué es esta resonancia y por qué es tan importante. La resonancia de Laplace implica que por cada órbita que Ganímedes traza alrededor de Júpiter, Europa traza 2 órbitas e Ío da ¡4! vueltas en torno a su planeta. O sea, que Ío no sólo sufre los descomunales tirones gravitatorios de Júpiter cuando se encuentra en su punto más alejado (apojovio) y más cercano (perijovio) a Júpiter, sino que también experimenta tirones gravitatorios de Ganímedes y Europa, manteniendo la excentricidad de la órbita de Ío. Animación de la resonancia de Laplace con las lunas Ío, Europa y Ganímedes. Wikipedia Precisamente esta diferencia de tira y afloja gravitatorio casi continuo que sufre Ío hace que esta luna se esté expandiendo y comprimiendo, con lo que su núcleo permanece fundido y en un estado de casi permanente ebullición. Diagrama de la estructura de Ío. Gráfico creado por Kelvinsong/Wikipedia Toda esta presión interna del núcleo y manto de Ío empujan la corteza hacia el exterior, deformándola y produciendo algunas de las montañas más altas del Sistema Solar, y cómo no, muchísimos volcanes. En la superficie de esta luna podemos encontrar entre 100 y 150 montañas, con una altura media de unos 6 km. La más alta de ellas es Boösaule Montes, que alcanza una altura de unos 18 km. Tan sólo se conocen 3 montañas más altas en el Sistema Solar: Olympus Mons (Marte), tiene más de 22 km de altura, Rheasilvia Mons (Vesta) con casi 22 km de altura y Toledo Mons (Japeto, que orbita a Saturno) que alcanza los 20 km de altura. Al lado de estas gigantescas montañas, nuestro monte Everest (8848 m) parece muy poquita cosa. Boösaule Montes, fotografiado por la Voyager 1 en 1979. NASA/JPL Tohil Mons, de 5’4 km de altura. Fotografiado por la sonda Galileo en 2001. NASA/JPL Y en cuanto a los volcanes, Ío al menos tiene 150 en erupción más o menos continua, aunque es posible que este número aumente hasta los 400 volcanes activos. Como podrán imaginar, toda esta intensa actividad volcánica tiene efectos muy importantes en la topografía de nuestra protagonista, ya que la corteza se encuentra en un proceso de renovación constante. Esto explica por qué no se han podido ver cráteres de impacto en la superficie de Ío, las continuas erupciones y flujos de lava los cubren al poco tiempo de producirse. Son evidentes los cambios producidos por el vulcanismo de Ío en estas 2 imágenes obtenidas por las sondas Galileo y New Horizons con 8 años de diferencia. NASA/JPL Mapa geológico de Ío. U.S. Geological Survey. Está disponible para su descarga más ampliado, con las leyendas correspondientes en este enlace. En este fantástico mosaico de imágenes de la Voyager 1 cuando pasó por Júpiter en 1979 observamos algunas formaciones geológicas muy interesantes en el sur de Ío: justo a la izquierda de la imagen vemos el color oscuro de la colada de lava que cubre parcialmente el cuenco de Creidne Patera. En la parte inferior de la imagen podemos apreciar Haemus Mons, de unos 10 km de altura. NASA/JPL Sobre la fotografía anterior, quisiera llamar la atención en la riqueza de colores que podemos apreciar, debidos a la composición química de las erupciones de los volcanes. Son muy abundantes las erupciones de azufre y diversos sulfuros, aunque algunas de ellas (las que tienen las coladas más oscuras) tienen como componentes principales silicatos en forma de basaltos. Una foto para la historia: el 8 marzo de 1979 la Voyager 1 tomó esta imagen de Ío a más de 4’5 millones de km, tres días después de sobrevolar esta luna. Se aprecian 2 erupciones volcánicas, una en el limbo izquierdo y otra en el terminador (el punto más brillante). Fueron las primeras erupciones detectadas fuera de nuestro planeta. NASA/JPL Podemos apreciar la altura que alcanzan los imponentes penachos de las erupciones en Ío en esta animación. Aquí vemos Tvashtar Patera, cuyo penacho alcanzó más de 300 km de altura (el término patera tiene origen latino, y se refería a un cuenco poco profundo). La imagen fue captada por la sonda New Horizons de camino a Plutón en 2007. NASA/JPL Como seguramente los avispados lectores sospecharán, tanta erupción debería generar una atmósfera en esta luna a pesar de su baja gravedad (poco menos de 0’2 g). Efectivamente hay una atmósfera, pero es extraordinariamente tenue. Está compuesta principalmente por SO2, con trazas de SO, sodio, azufre molecular y oxígeno. Precisamente las moléculas de azufre son las responsables del color característico de Ío: el S2 es expulsado de los volcanes y termina cayendo a la fría superficie (-143ºC), agregándose en moléculas mayores de S3 y S4, que son las responsables del color rojo en algunas zonas cerca de los volcanes de Ío. Eventualmente estas moléculas se terminan agregando en su forma más estable, la de S8 (con forma de anillo), proporcionándole un color amarillo pálido a la superficie de esta luna. Diagrama explicativo del ciclo del azufre en Ío. NASA/JPL/Lowell Observatory El gran Júpiter con su enorme gravedad tiene la capacidad de robar las partículas de la atmósfera de Ío y las incorpora a su propia magnetosfera, haciendo de paso que ésta sea mucho más intensa de lo que debería ser de no existir este satélite (o de encontrarse mucho más lejos). O sea, Júpiter pone la energía en la magnetosfera e Ío pone el combustible. Representación de la magnetosfera de Júpiter, interactuando con Ío para redoblar su potencia. En rojo vemos el toroide de plasma que envuelve a Ío; en verde, el flujo de partículas entre Ío y Júpiter, y en amarillo, la nube de sodio neutro que rodea a la luna. Las líneas azules representan el campo magnético. Gráfico creado por John Spencer/Wikipedia Esta fantasmagórica imagen nos muestra las auroras en la atmósfera de Ío. Al contrario de las auroras que conocemos, causadas por la interacción del viento solar con la magnetosfera, en el caso de Ío es la interacción de la magnetosfera de Júpiter con los átomos de azufre de la tenue atmósfera de este satélite. Las zonas más brillantes corresponden a erupciones volcánicas. Imagen obtenida por la sonda Galileo en 1998. NASA/JPL Este es el aspecto de la superficie de Ío, en representación Mercator. Para ello se han usado cientos de imágenes de las misiones Voyager y Galileo. NASA/JPL Las paterae de Ío son depresiones del terreno (o cuencas) parcialmente cubiertas con lava derretida, con una superficie formada por una fina capa de material solidificado. La mayoría de los volcanes de Ío tienen esta tipología. Unos pocos son del tipo escudo y se denominan tholus. Por último, a los flujos de lava se les denomina fluctus. El volcán más activo de Ío, y por extensión, de todo el Sistema Solar, es Loki Patera (sí, se le ha bautizado con el nombre del hermano del dios nórdico Thor). Además es gigantesco, ya que su diámetro supera los 200 km. Por si fuera poco, Loki Patera experimenta unos cambios de brillo relativamente periódicos, ya que se producen en intervalos de entre 400 y 600 días y su explicación era objeto de debate entre los científicos. Este es el aspecto que luce Loki Patera con sus más de 21500 km2 de superficie. Este enorme lago de lava (en el centro, ligeramente hacia abajo y de color oscuro), es 1 millón de veces mayor que sus equivalentes de la Tierra. Imagen tomada por la sonda Voyager 1 en marzo de 1979. NASA/JPL El 8 de marzo de 2015 se produjo un tránsito de Europa por delante de Ío. Este evento fue aprovechado por Katherine de Kleer (Univ. Berkeley) y otros investigadores para medir los cambios de brillo de Loki Patera. Para este estudio, usaron el Gran Telescopio Binocular (con espejos gemelos de 8’4 m de diámetro) de Arizona. Se tomaron unas 3000 imágenes en la banda del infrarrojo, ya que la helada luna Europa es completamente opaca a esta longitud de onda y no interferiría en las observaciones. Esta animación muestra el tránsito de Europa frente a Ío producido en marzo de 2015 y que permitió averiguar el origen de los cambios de brillo de Loki Patera. Katherine de Kleer/UC Berkeley Los datos obtenidos arrojaron como resultado las diferencias de temperatura en distintos puntos de Loki Patera, consistente con flujos de lava que se originan en el extremo oeste y que se desplazan a una velocidad de 1 km por día, convergiendo finalmente en el extremo este de Loki Patera. Mapa de temperaturas de Loki Patera. Los puntos (1) y (2) son los más fríos, mientras que el punto (3) es el más caliente, ya que la lava es más reciente (se ha estimado que tiene unos 75 días). Toda la superficie del lago de lava se renueva en unos 3 meses, aproximadamente. Katherine de Kleer/UC Berkeley Recreación del avance de las ondas de lava en Loki Patera. Al converger, se renueva la capa de lava que se ha ido solidificando, que se hunde en la lava nueva y caliente, aumentando el brillo. Katherine de Kleer/UC Berkeley Es sorprendente que toda esta información pueda ser obtenida desde unos 600 millones de km de distancia, usando un telescopio con base en la Tierra. Hasta 2021 no volverá a producirse esta ocultación (Europa/Ío), con lo que habrá que esperar para seguir descubriendo los secretos que guarda esta pequeña pero fascinante luna joviana. http://naukas.com/2017/05/26/los-lagos-lava-io-la-luna-atormentada/
Interesante tema. Es precisamente por la fuerza gravitacional que amasa estas lunas de nuestras planetas gigantes Jupiter; Saturno; Neptuno y Uranus, puede existir actividad geológica y el suficiente calor para ser los objetos, donde más probable es de encontrar vida, más que en cualquier planeta del sistema solar, la Tierra aparte, si al Trump y Kim Jong Un no se les cruzan los cables, claro.
