Ioは、ガリレオガリレイが1610年に彼自身が作成した初歩的な望遠鏡で発見されたため、このように命名された4つのガリレオ衛星（Io、エウロパ、ガニメデ、カリスト）の一部です。
ガリレオ衛星と残りの75木星衛星の3番目に大きいです。軌道半径の順に、5番目の衛星であり、最初のガリレオ衛星です。その名前はギリシャ神話に由来し、イオはローマ神話では木星とも呼ばれるゼウス神が恋に落ちた多くの乙女の1人でした。
図1. Ioは1610年にGalileo Galileiによって発見された4つの衛星の一部であり、4つのうち惑星に最も近い衛星です。（ウィキメディアコモンズ）。
Ioは地球の直径の3分の1で、衛星のサイズは月です。太陽系の他の衛星と比較して、Ioは月に続いてサイズが5番目にランクされています。
イオの表面には広大な平野から際立つ山脈があります。衝突クレーターは観察されていません。これは、地質学的および火山活動が盛んで、太陽系で最も大きいと考えられているために消滅したことを示しています。その火山は、その表面から500 km上昇する硫黄化合物の雲を生成します。
その表面には数百の山があり、一部はエベレストより高く、衛星の激しい火山活動によって形成されました。
1610年のイオの発見と他のガリレオ衛星は、当時はすべての中心であると考えられていたため、宇宙における私たちの位置の見方を変えました。
「他の世界」を発見することにより、ガリレオが木星の周りを公転する衛星を呼び出したとき、コペルニクスによって提案されたアイデアは、太陽の周りを公転する私たちの惑星がより実現可能で明白になったというものです。
Ioのおかげで、光速の最初の測定は1676年にデンマークの天文学者Ole ChristensenRømerによって行われました。彼は、地球が木星よりも木星に近いとき、木星によるIoの日食の持続時間が22分短いことを認識しました。それがその最も遠い点にあったとき。
それは、光が地球の軌道直径を移動するのにかかった時間でした。そこから、Rømerは、光の速度を225,000 km / sと推定しました。これは、現在受け入れられている値より25％低い値です。
イオの一般的な特徴
ボイジャーの任務が木星系に接近する頃には、イオに8つの噴火する火山が見つかり、ガリレオの任務は衛星に近づききれなかったものの、火山の優れた解像度の画像をもたらしました。100以上の噴火する火山がこの探査を検出しました。
図2. Ioの表面。ガリレオプローブによって撮影された原色で広大な平野と豊富な火山を示しています。出典：NASA。
Ioの主な物理的特性は次のとおりです。
-その直径は3,643.2 kmです。
-質量：8.94 x 10 22 kg。
-平均密度3.55 g / cm 3。
-表面温度：（ºC）：-143〜-168
-その表面の重力加速度は1.81 m / s 2または0.185gです。
-回転の周期：1d 18h 27.6m
-翻訳期間：1日18時間27.6分
-100％二酸化硫黄（SO2）で構成される雰囲気。
イオの主な特徴のまとめ
組成
Ioの最も優れた特性はその黄色です。これは、本質的に火山の表面に堆積した硫黄によるものです。このため、巨大な木星が引き寄せる隕石による影響は頻繁ですが、すぐに消滅します。
玄武岩は、いつものように、硫黄によって黄色に着色されていると考えられています。
溶融珪酸塩はマントルに豊富にあり（内部構造の詳細については以下を参照）、地殻は凍結した硫黄と二酸化硫黄で構成されています。
Ioは、太陽系の中で最も密度の高い衛星（3.53 g / cc）で、岩の惑星に匹敵します。マントルのケイ酸塩岩は、溶融した硫化鉄のコアを取り囲んでいます。
最後に、イオの大気は二酸化硫黄のほぼ100％で構成されています。
雰囲気
スペクトル分析は、二酸化硫黄の薄い雰囲気を明らかにします。何百もの活火山が毎秒1トンのガスを噴出していますが、低重力のために衛星はそれらを保持できず、衛星の脱出速度もあまり高くありません。
さらに、イオの近くを離れたイオン化された原子は、木星の磁場によってトラップされ、その軌道上に一種のドーナツを形成します。これらの硫黄イオンが、近くにある衛星アマルテアの軌道を赤みがかった色であるイオの軌道よりも低くしているのです。
薄くて薄い大気の圧力は非常に低く、その温度は-140ºC未満です。
衛星は木星の放射線帯内にあるため、低温、有毒な大気、および大量の放射線により、イオの表面は人間に対して敵対的です。
イオの雰囲気が薄れて発火する
イオの軌道運動のために、木星がそれを日食するので、衛星が太陽の光を受け取るのを止める時があります。この期間は2時間続き、予想通り、温度は低下します。
確かに、イオが太陽に面しているとき、その温度は-143℃ですが、巨大な木星に隠れているとき、その温度は-168℃に下がることがあります。
日食の間、衛星の薄い大気が表面で凝縮し、二酸化硫黄の氷を形成し、完全に消えます。
その後、日食が収まり温度が上昇し始めると、凝縮した二酸化硫黄が蒸発し、イオの薄い大気に戻ります。これは、NASAチームが2016年に達成した結論です。
このように、イオの大気は火山からのガスによって形成されるのではなく、その表面の氷の昇華によって形成されます。
翻訳運動
イオは1.7地球日で木星の周りに完全な革命を起こし、衛星の各回転は2時間の期間、そのホスト惑星によって日食になります。
潮汐力が非常に大きいため、イオの軌道は円形になるはずですが、軌道共鳴している他のガリレオ衛星との相互作用により、これは当てはまりません。
Ioが4歳になると、Europaは2歳になり、Ganymede 1は1歳になります。奇妙な現象は、次のアニメーションで見ることができます。
図3. Ioとその姉妹衛星であるGanymedeとEuropaの軌道共鳴。出典：ウィキメディア・コモンズ。
この相互作用により、衛星の軌道は、0.0041で計算される特定の偏心度を持ちます。
Ioの最小軌道半径（星周囲または近日点）は420,000 kmであり、最大軌道半径（アポアスターまたは遠日点）は423,400 kmであり、平均軌道半径は421,600 kmです。
軌道面は、地球の軌道面に対して0.040°傾いています。
Ioは木星に最も近い衛星と考えられていますが、実際には非常に小さいですが、その軌道の下にはさらに4つの衛星があります。
実際、イオはこれらの小型衛星の最大のものより23倍大きく、おそらくそれらは木星の重力に閉じ込められた隕石です。
小さな惑星の名前は、ホストの惑星に近い順に、Metis、Adrastea、Amalthea、およびThebeです。
イオの軌道の後、次の衛星はガリレオ衛星、ヨーロッパです。
Ioに非常に近いにもかかわらず、ヨーロッパの構成と構造は完全に異なります。これは、軌道半径のわずかな差（249千km）により、ヨーロッパへの潮汐力が大幅に減少するためと考えられます。
イオの軌道と木星の磁気圏
Ioの火山は、イオン化された硫黄原子を空間に吹き込み、木星の磁場によってトラップされ、衛星の軌道に一致するプラズマ導体ドーナツを形成します。
イオの薄い大気からイオン化した物質を運ぶのは木星自身の磁場です。
この現象により、300万アンペアの電流が発生し、これにより、木星のすでに強力な磁場が、Ioがない場合の値の2倍以上に増強されます。
回転運動
自身の軸を中心とした回転の周期は、衛星の軌道周期と一致しています。これは、木星がイオに及ぼす潮汐力によって引き起こされ、その値は1日18時間27.6秒です。
回転軸の傾きは無視できます。
内部構造
その平均密度は3.5 g / cm 3であるため、衛星の内部構造は岩が多いと結論付けられます。Ioのスペクトル分析は水の存在を明らかにしないので、氷の存在はありそうもありません。
収集されたデータに基づく計算によると、衛星には鉄のコアまたは硫黄と混合された鉄があると考えられています。
その後に、部分的に溶けた深い岩のマントルと、薄い岩の地殻が続きます。
表面は、赤、淡い黄色、茶色、オレンジの貧弱なピザの色が特徴です。
地殻はもともと硫黄であると考えられていましたが、赤外線測定により1500℃で溶岩が噴火し、硫黄（550℃で沸騰する）だけでなく、溶岩が存在することを示しています。
岩の存在のもう1つの証拠は、エベレストと同じ高さの山がいくつかあることです。硫黄だけでは、これらの形成を説明する力がありません。
理論モデルによるIoの内部構造を次の図にまとめます。
図4. Ioの構造。出典：ウィキメディア・コモンズ。
イオの地質
惑星や衛星の地質活動は、その内部の熱によって駆動されます。そして最も良い例は、木星最大の衛星の最も内側にあるイオです。
そのホスト惑星の巨大な塊は、1994年にShoemaker-Levy 9を思い出したように、隕石にとって大きな誘引力ですが、Ioは衝撃クレーターを示していません。その理由は、激しい火山活動によって隕石が消滅したためです。
Ioには150以上の活火山があり、衝突するクレーターを埋めるのに十分な灰を噴出しています。イオの火山活動は地球の火山活動よりもはるかに激しく、太陽系全体で最大です。
イオ火山の噴火を促進するのは、マグマに溶け込んだ硫黄で、その圧力が解放されるとマグマを動かし、最大500 mの灰とガスを噴き出します。
灰は衛星の表面に戻り、火山の周りに破片の層を作り出します。
二酸化硫黄の凍結により、Ioの表面に白っぽい領域が見られます。断層の裂け目では、溶岩が流れ、上向きに爆発します。
図5. New Horizonsプローブが撮影したシーケンス。Ioの表面で噴火している火山を示しています。出典：NASA。
イオのエネルギーはどこから来るのですか？
Ioは寒くて地質学的に死んでいる月より少し大きいので、この小さな木星衛星のエネルギーはどこから来ているのだろうと思います。
イオはそれを保持するのに十分な大きさではないので、それは形成の残りの熱になることはできません。実際、その火山によって放散されるエネルギーは、そのようなサイズの物体が発する放射熱を簡単に3倍にするので、その内部の放射性崩壊でもありません。
イオのエネルギー源は、ジュピターの巨大な重力とそれに近いため、潮汐力です。
この力は非常に大きいため、衛星の表面は100 m上下します。岩の間の摩擦がこの巨大な熱を生み出す原因であり、大陸の固体表面をわずか数センチ移動させる地上の潮汐力よりも確かにはるかに大きいです。
イオへの巨大な潮汐力によって引き起こされる巨大な摩擦により、深い層を溶かすのに十分な熱が発生します。二酸化硫黄は気化し、火山が噴出したマグマが冷えて表面を覆うのに十分な圧力を生成します。
潮汐効果は、引力の中心までの距離の3乗で減少します。そのため、この効果は、地質が隕石の影響に支配されている木星から遠い衛星ではそれほど重要ではありません。
参考文献
- 20分。（2016）イオで日食を観察すると、その秘密が明らかになります。回収元：20minutos.es
- クトナー、M。（2010）天文学：物理的な視点。ケンブリッジ大学出版局。
- 種子とバックマン。（2011）。太陽系。Cengage Learning。
- ウィキペディア。Io（衛星）。から回復：es。wikipedia.com
- ウィキペディア。木星衛星。から回復：es。wikipedia.com
- ウィキペディア。ガリレオ衛星。回復元：wikipedia.com