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Ío, un mundo volcánico
Redacción
 
Ío, un mundo volcánico
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)
 
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).
Un modelo de capas múltiples para el interior de Ío
Un modelo de capas múltiples para el interior de Ío.
 
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

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.
Características de la superficie
La superficie de Ío tiene tres características principales:
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.
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.
Volcanes
Volcán Loki Patera
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.
Volcán Ra Patera
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.
Tipos de Erupciones
Han sido observadas erupciones explosivas en Ío, y existe evidencia indirecta de erupciones emisivas o no explosivas.
Explosivas
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.
 
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
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).
(*) 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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