Ío, un mundo volcánico
Redacción |
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De las cuatro lunas
galileanas, Ío es la más cercana al gigante
Júpiter. Tiene aproximadamente el mismo tamaño
y densidad que la luna terrestre. Además, es el cuerpo
planetario volcánicamente más activo del Sistema
Solar. Las erupciones son tan comunes y tan importantes,
que se estima que cada 1 millón de años la
superficie puede quedar enterrada bajo una capa de 100 m
de material (en la Tierra, los volcanes submarinos recubren
aproximadamente los 2/3 de la superficie cada 80 millones
de años, aproximadamente). En Ío tampoco se
observan cráteres de impacto, debido a que esta actividad
volcánica los entierra completamente. (NASA/JPL) |
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 n la comunidad
científica planetaria es aceptada la idea de que el interior
de Ío se ha diferenciado en capas. La mayoría de los
especialistas considera que, a grandes rasgos, Ío se compone
de un núcleo rodeado por un manto. Un modelo simple de dos
capas (un núcleo metálico y un manto de silicato) sugiere
que el núcleo tiene aproximadamente la mitad del radio de Ío,
y aproximadamente el 17-20% de la masa del satélite. Otro modelo
(que supone un núcleo de puro hierro) sugiere para el núcleo
un radio de 1/3 del radio de Ío, y el 11-14% de la masa del
satélite. Schubert (1997) usó un modelo de tres capas.
La tercera capa de este modelo es una delgada costra exterior de unos
100-250 km de espesor. Existen evidencias que indican que el núcleo
de Ío está al menos parcialmente fundido.
Algunos modelos requieren de que Ío tenga una corteza de unos
40-60 km de espesor rica en sílice. La corteza estaría
constituida por minerales ricos en álcalis, probablemente feldespatos
y nefelina. El manto quizás esté constituido en buena
parte por forsterita (olivino rico en magnesio). |
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Un modelo de capas múltiples
para el interior de Ío. |
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Ío en cifras |
Descubierto
por
Fecha de descubrimiento
Masa (kg)
Masa (Tierra = 1)
Radio Ecuatorial (km)
Radio Ecuatorial (Tierra = 1)
Densidad Media (gm/cm^3)
Distancia media desde Júpiter (km)
Período rotacional (días)
Período orbital (días)
Velocidad media orbital (km/seg)
Excentricidad orbital
Inclinación orbital (grados)
Velocidad de escape (km/seg)
Albedo geométrico visual
Temperatura media de la superficie
Magnitud (Vo) |
S.
Marius y Galileo Galilei
1610
8.94e+22
1.4960e-02
1,815
2.8457e-01
3.55
421,600
1.769138
1.769138
17.34
0.004
0.040
2.56
0.61
-143°C
5.02 |
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La excepcional actividad volcánica de Ío tiene su origen
en el calor interno producido por las denominadas «fuerzas de
marea», que hacen que todo el cuerpo se deforme, generándose
en el proceso calor por los efectos de la fricción. Estas fuerzas
de marea son producidas por la particular interacción gravitatoria
con Júpiter y las lunas Europa y Ganímedes. Buena parte
de este calor generado se concentra en la supuesta astenosfera -la
capa que se encuentra por debajo de la litosfera, que a su vez es
la capa más externa-, y que se estima tendría un grosor
de unos 50-100 km. La fusión probablemente esté localizada
en la base de la litosfera. Considerando la cantidad de energía
liberada por los volcanes de Ío, se estima que probablemente
cada parte del interior ha sido sometida a unos 100 ciclos de fusión
a lo largo de la historia geológica de esta luna. A pesar de
que los datos que se tienen de Ío son más bien escasos,
se continúa investigando el número y composición
de las capas del interior. |
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 Características
de la superficie |
| La superficie de Ío tiene tres características
principales: |
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Montañas
Las montañas de Ío se encuentran aisladas y son
bastante accidentadas. Pueden tener más de 100 km de
longitud y alcanzar unos 10 km de altura. No parecen ser de
origen volcánico (aunque están cubiertas por azufre),
y se estima que son más antiguas que las llanuras y volcanes.
Las montañas han sido modificadas por procesos tectónicos
y erosivos. La existencia de montañas es un indicativo
de que Ío tiene una litosfera rígida, posiblemente
de +30 km de espesor. |
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Llanuras
Aproximadamente el 40% de la superficie de Ío está
cubierta por llanuras de bajo relieve que exhiben zonas claras
y oscuras. Las llanuras probablemente estén compuestas
por capas de material piroclástico arrojado durante las
erupciones por los volcanes, y posiblemente derrames de lava
de diferentes composiciones o edades. La estratificación
se puede observar en los bordes de algunas llanuras. Otras llanuras
albergan a mesetas, con superficies lisas y acantilados de 150
a 1 700 m de altura. Los acantilados ponen de manifiesto la
presencia de fenómenos erosivos. |
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Volcanes |
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Aproximadamente el
5% de Ío está cubierto por respiraderos
volcánicos (*). Han
sido identificados unos 500-700 centros volcánicos pero,
con las observaciones de los últimos años se sabe
que gran parte de la energía se libera en solamente cuatro
centros. La energía es entregada desde estos centros
a un ritmo prodigioso. Carr (1997) ha informado que se han identificado
356 calderas a partir de las observaciones de las sondas Voyager
y Galileo. Los volcanes más grandes tienen diámetros
de más de 250 km, y tienden a estar en las cercanías
de la zona ecuatorial. Y por el contrario, los más pequeños
-menos de 100 km de diámetro- tienden a estar en latitudes
altas. La distribución aleatoria de los volcanes de Ío
indica falta de convección del manto, la cual en la Tierra
es parcialmente responsable de las sucesiones lineales de puntos
calientes y de los arcos de islas.
Los escudos volcánicos de escasa altura, llamados «patera»
por tener la forma (en general) de «platos» invertidos,
son el tipo más común de respiradero. Sus derrames
pueden cubrir grandes áreas y alcanzar longitudes de
700 km, lo que hace pensar en importantes velocidades de emisión
y/o en materiales derramados de baja viscosidad. Algunas estructuras
"patera" tienen cráteres volcánicos
con relieves de 1-2 km desde el piso al borde. Las imágenes
de arriba comparan la imagen obtenida en 1979 por la Voyager
1 de Loki Patera, con las imágenes de Galileo
tomadas en 1996. El volcán está en el centro de
las imágenes. Una fisura oscura está justo arriba
y a la derecha del patera. Voyager observó una erupción
desde esta fisura en 1979. |
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Ra Patera cubre
un área de 760 x 480 km. Tiene numerosos derrames, angostos
y largos, que se originan en la cúspide del volcán.
Estas vistas de Ra Patera han sido obtenidas por las
sondas Voyager 1 (arriba a izq. y der.), Galileo (abajo a la
derecha), y Voyager 2 (abajo a la izquierda).
Las imágenes de la Galileo ponen de manifiesto la morfología
de los nuevos depósitos. Se piensa que los materiales
oscuros observados son desbordes de lava de la caldera. Los
nuevos depósitos brillantes, también derrames
de lava, cubren un área de 40 000 km2, y rodean
a la zona oscura. (Imágenes: NASA/JPL).
Maasaw Patera, otro volcán de escudo con una caldera
en la cima, ha sido comparado con el volcán Alcedo,
en las Galápagos. Este volcán se piensa que está
constituido, en su mayor parte, por derrames de lava de silicatos
con capas intercaladas de lava de azufre y de material piroclástico.
Ío puede tener calderas
volcánicas con lagos activos de lava y fisuras que emiten
lavas de silicatos. Estas calderas pueden tener +200 km de diámetro,
y están localizadas en las llanuras. Las plumas volcánicas
se originan en algunas calderas. |
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| Tipos
de Erupciones |
| Han sido observadas erupciones explosivas en Ío,
y existe evidencia indirecta de erupciones emisivas o no explosivas. |
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Explosivas |
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Estas imágenes
a color de la Galileo muestran dos plumas volcánicas
en Ío. Una pluma sobre el volcán Pillan Patera
fue capturada al borde de la luna (ver la imagen principal y
el recuadro "a"). La pluma tenía 140 km de
alto. La segunda pluma está sobre Prometheus,
cerca del centro de la luna y cerca del límite entre
el día y la noche. En la ampliación de esta zona
(recuadro "b") se puede observar la sombra de la pluma
a la derecha del respiradero. La pluma tiene aproximadamente
unos 75 km de altura.
Han sido observados dos tipos de plumas volcánicas: del
tipo Prometheus, y del tipo Pele. |
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Tipo
Prometheus |
Tipo
Pele |
| Altura de la pluma |
50-120 km |
+300 km |
| Característica de la pluma |
Ópticamente
oscura |
Ópticamente
transparente |
| Depósitos |
Halos claros, de
200-600 km de diámetro |
Halos oscuros, de
1000-1500 km de diámetro |
| Velocidades de erupción |
aprox. 500 m/s |
+1000 m/s |
| Duración |
Meses-Años |
Días-Meses |
| Temperatura de los "puntos calientes"
asociados |
aprox. 450 K |
aprox. 600 K |
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| Se estiman valores
de 500 a 1 000 m/s para las velocidades de eyección de
las erupciones explosivas. Los diámetros de las plumas
pueden alcanzar los 1 000 km. En Diciembre de 1996, la pluma
del volcán Pele tenía una altura de 460
km. La mayoría de las erupciones que generan plumas volcánicas
se encuentra cerca del ecuador (entre los 30 grados, norte o
sur). Dos de los sitios de erupción, llamados Pele
y Loki, están asociados con calderas. Las erupciones
pueden durar pocos días, pero algunas pueden menguar
después de algunas pocas horas. Se piensa que el elemento
que potencia a las erupciones explosivas es -tal vez- el gas
dióxido de azufre (SO2). |
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| (*) |
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Los respiraderos
volcánicos (o volcanic vents en inglés),
son fisuras o fracturas de la corteza por donde se escapan magma
(roca fundida) y gases, provenientes del interior del cuerpo
planetario. |
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