Io

Io é, dos satélites galileanos, o que orbita mais perto de Júpiter. É só um pouco maior que a nossa Lua, mas muito diferente dela. Na verdade, Io é muito diferente de todos os outros corpos do Sistema Solar.

A nave Voyager 1 foi a primeira a observar Io de perto, em 1979, e as primeiras imagens surpreenderam os cientistas da missão: em vez de se encontrar uma lua de superfície antiga, muito craterizada, o que se viu foi um planeta jovem, de superfície ponteada por inúmeros vulcões (Figura 1).

Figura 1 – Io, visto pela nave Voyager 1. Os pontos negros são as crateras vulcânicas.

Ainda em 1979, descobriu-se em algumas imagens Voyager vestígios de actividade vulcânica – penachos de gases e partículas sólidas. Mas foi só mais tarde, com a missão Galileo, que se teve resolução espacial e espectral suficiente para analisar o vulcanismo de Io com mais pormenor (Figuras 2 e 3).

Figura 2 – Erupção vulcânica em Zal Patera. Nota-se bem o contraste das lavas, muito escuras, com os sais de enxofre, amarelos. Imagem Galileo.

Figura 3 – A erupção do vulcão Prometeu. Imagens Galileo.

Os resultados continuaram a ser surpreendentes. Neste momento, estão catalogados mais de 100 vulcões activos em Io e o vulcanismo é muito diferente do terrestre.

Os penachos vulcânicos atingem 500 km de altitude e a temperatura das lavas é da ordem dos 1600ºC, cerca de 400ºC a mais que as mais quentes lavas terrestres.

Isto excluiu as hipóteses iniciais (nomeadamente de Carl Sagan), de que os vulcões em Io ejectariam enxofre líquido.

Uma conclusão que os geoquímicos tiram dos conhecimentos actuais é que as lavas devem ser silicatadas, mas muito indiferenciadas (muito básicas), ricas em magnésio, pelo que o vulcanismo em Io poderá ser análogo ao primeiro vulcanismo terrestre. Mais uma vez, o estudo de outro planeta poderá dar-nos informações sobre a história do nosso próprio planeta.

Estes dados não excluem, contudo, que existe grande quantidade de enxofre à superfície de Io, e é esse enxofre, em vários estados de valência, o responsável pelas colorações amarelas e vermelhas do planeta. Aliás, a atmosfera de Io é constituída essencialmente por dióxido de enxofre.

A razão para Io ser tão diferente de todos os outros corpos do Sistema Solar – só se conhece vulcanismo silicatado activo na Terra – é a proximidade do planeta-mãe: Júpiter. De facto, pensa-se que são as poderosas forças gravitacionais de Júpiter, combinadas com as de Europa e Ganimedes que, deformando Io, lhe causam um aumento de temperatura suficiente para fundir as rochas. Estima-se que as marés sólidas (que na Terra, recorda-se, atingem amplitudes de poucas dezenas de cm) poderão ter em Io amplitudes da ordem dos 100 m.

Outro factor que pode contribuir para o aumento de temperatura é o magnetismo: quando o campo magnético de Júpiter é atravessado por Io, induz neste correntes que poderão atingir diferenças de potencial, no equador, de 400 000 V, e intensidades de 3 000 000 A, com o consequente aquecimento por efeito Joule. Pensa-se, além disso, que Io possa ter um campo magnético próprio.

Apesar do vulcanismo ser o fenómeno dominante na dinâmica externa de Io, existem à superfície do planeta formas de origem aparentemente não-vulcânica, como cadeias de montanhas (Figura 13.6). Estas montanhas poderão ser originadas por impactos antipodais ou por fenómenos de contracção e dilatação térmicas, já que não se identificou uma tectónica activa en Io.

Os dados da gravimetria e do magnetismo permitem supor que o interior do planeta será composto por duas unidades: um núcleo metálico com cerca de um terço do raio planetário, sendo o resto uma crosta silicatada (Figura 4). Estes modelos, contudo, não são únicos, pelo que deverão ser ainda muito aperfeiçoados.

Figura 4 –  Modelo do interior de Io. C. Hamilton.

Io

Dados Astronómicos

Orbita

Júpiter

Distância média a Júpiter (km)

421 600

Excentricidade orbital

0.0000

Período sideral (dias)

1.76914

Inclinação orbital

0.040

Velocidade orbital média (km/s)

17.34

Período de rotação (dias)

1.76914

Inclinação do eixo de rotação

Magnitude visual máxima

5.02

Número de Satélites

0

Dados Físicos

Raio equatorial (km)

1821.6

Massa (kg)

0.8932 X 1023

Volume (km3)

2.532 X 1010

Densidade média (g/cm3)

3.530

Gravidade à superfície no equador (m/s2)

1.796

Velocidade de escape equatorial (km/s)

2.56

Temperatura média à superfície (K)

130

Albedo normal

0.62

Momento magnético dipolar (Gauss R3)

0.011

Pressão atmosférica à superfície (mbar)

<0.001

Composição da atmosfera

SO2, ...

Dados Históricos

Descobridor

Galileu

Data

1610

Missões espaciais

Pioneer 10,11; Voyager 1,2; Ulysses; Galileo