Io (luna) : Diferéncia entre lei versions

Contengut suprimit Contengut apondut
SieBot (discussion | contribucions)
m robot Modifie: ca:Io (satèl·lit)
Xqbot (discussion | contribucions)
m r2.5.2) (robot Modifie: ar:إيو (قمر); changement de type cosmétique
Linha 1 :
'''Io''' es un satellit naturau de [[Jupitèr (planeta)|Jupitèr]].
 
== Caracteristicas fisicas ==
 
La talha d'Io es leugierament pus importanta que la Luna amb un rai planetari mejan egau a {{unitat|1821.3|km}} contra 1 737,10<ref name="Thomas et al.">Thomas, P. C.; et al. (1998). "The Shape of Io from Galileo Limb Measurements". Icarus 135 (1): 175–180.</ref>. Sa massa representa 1,21 còps la massa de la Luna. Sa densitat, {{formatnum:3.528}}, es la pus auta dei satellits naturaus dau Sistèma Solar.
 
=== Estructura intèrna ===
 
[[FileFichièr:PIA01129 Interior of Io.jpg|thumb|240px|left|Modèl d'una composicion possibla per Io amb un nuclèu de fèrre e de sulfurs (gris), un mantèu de silicats parcialament en fusion (arange) e una crosta de silicats (marron).]]
 
Io es un còrs diferenciat amb un nuclèu, un mantèu e una crosta. Sa densitat e sa composicion son relativament pròchas dei planetas de tipe terrèstre. Ansin, segon lei mesuras fachas per lei sondas ''Voyager'' e ''Galileo'', l'interior de la planeta es compausat d'un nuclèu de [[fèrre]] e de sulfurs enviroutat per un mantèu e una crosta de silicats<ref name="Anderson et al. 1996">Anderson, J. D.; et al. (1996). "Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io". Science 272 (5262): 709–712.</ref>. La massa dau nuclèu es quasi 20% de la massa dau satellit<ref name="Anderson et al. 2001">Anderson, J. D.; et al. (2001). "Io's gravity field and interior structure". J. Geophys. Res. 106: 32963–32969.</ref>. Son rai es estimat entre 350 e 650 quilomètres, se lo percentatge de fèrre es important, o entre 550 e 900 quilomètres, se lo percentatge de sulfurs es aut.
Linha 13 :
Lo mantèu es compausat ai tres quarts per de mineraus de tipe forsterita amb una composicion pròcha de condrita L o LL e un percentatge de fèrre pus important que per lo mantèu terrèstre<ref>Sohl, F.; et al. (2002). "Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites". Icarus 157: 104–119.</ref> <ref>Kuskov, O. L.; V. A. Kronrod (2001). "Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites". Icarus 151: 204–227. </ref>. Entre 10 e 20% dau mantèu seriá en fusion mai aquelei taus serián pus importants dins lei regions volcanicas de la planeta<ref name="Moore">Moore, W. B. et al. (2007). "The Interior of Io.". in R. M. C. Lopes and J. R. Spencer. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 89–108.</ref>. Lei donadas de la sonda ''Galileo'', estudiadas tornarmai en 2009, mostrarà la preséncia d'un camp magnetic que necessitariá l'existéncia de magma liquid a {{unitat|50|km}} de la superficia<ref name="Kerr">Kerr, R. A. (2010). "Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io". Science 327 (5964): 408–409.</ref>.
 
=== Geologia de la superficia ===
 
La superficia d'Io es relativament jova e manca de cratèrs d'impacte dau fach dau volcanisme important dau satellit. La superficia es donc recubèrta per de plans, de volcans e de montanhas<ref name="Smith 1979">Smith, B. A.; et al. (1979). "The Jupiter system through the eyes of Voyager 1". Science 204 (4396): 951–972. </ref>. De mai, lei terrens visibles son fòrça acolorits per lei materiaus volcanics. Aquelei materiaus son principalament de silicats, de [[sofre]] e de dioxid de sofre<ref name="Carlson et al.">Carlson, R. W.; et al. (2007). "Io's surface composition". In Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 194–229.</ref> desgatjats per lei volcans.
 
==== Volcans ====
 
L'excentricitat de l'orbita d'Io a l'entorn de [[Jupitèr (planeta)|Jupitèr]], sa proximitat ambé la planeta e lei fòrças de marèia importantas<ref name="Peale et al.">Peale, S. J.; et al. (1979). "Melting of Io by Tidal Dissipation". Science 203 (4383): 892–94.</ref> entraïnan la fusion d'una partida dei materiaus de l'interior dau satellit e un volcanisme important a la superficia. Foguèt descubèrt per la sonda ''[[Voyager 1]]'' en [[1979]] qu'observèt de plumachos volcanics<ref name="Morabito">Morabito, L. A.; et al. (1979). "Discovery of currently active extraterrestrial volcanism". Science 204 (4396): 972.</ref>. En tot, Io podriá tenir aperaquí 400 volcans actius<ref name="Lopez et al.">R. M. C. Lopes et al., « Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys », dans Icarus, vol. 169, 2004, p. 140–174.</ref>. Lo magma es principalament basaltic (silicats ambé de compausats rics en magnèsi) mai lo sofre jòga un ròtle non negligible. Tres tipes d'erupcions son observats :
Linha 24 :
* leis erupcions explosivas se caracterizan per de duradas pus cortas (de setmanas o de mes) que leis autrei tipes d'erupcions, de temperaturas pus autas e de fònts de lava<ref name="Davies"/>. Una erupcion explosiva se debaba per l'arribada a la superficia d'un dic de magma dau mantèu. Entraïna generalament una aumentacion de la luminositat infraroja d'Io.
 
==== Montanhas ====
 
[[FileFichièr:Tohil Mons.jpg|left|thumb|Montanha de [[Tohil Mons]] vista per la sonda ''Galileo''.]]
 
Io a entre 100 e 150 montanhas amb una autor mejana de 6000 mètres per una longor de 157 quilomètres. La montanha pus importanta, [[Boösaule Montes]], a una altitud egala a 17,5 (± 1,5) km. Aquelei montanhas an pas d'origina tectonica coma per la Tèrra. Lor formacion seriá causada per la compression de la litosfèra<ref name="Schenk, Bulmer">Schenk, P. M.; Bulmer, M. H. (1998). "Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements". Science 279 (5356): 1514–1517.</ref>. Lei formas son variadas mai lei platèus son lei pus frequentas<ref>Schenk, P.; et al. (2001). "The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo". Journal of Geophysical Research 106 (E12): 33201–33222.</ref>. Lei montanhas e lei volcans son situats dins de regions diferentas<ref>McKinnon, W. B.; et al. (2001). "Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting". Geology 29: 103–106.</ref>. Una ipotèsi per explicar aqueu fach seriá que lo magma remonta pus facilament dins lei regions amb una litosfèra mens compressada<ref name="Radebaugh et al."/>.
Linha 32 :
Certanei montanhas raras son d'origina volcanica. Son de volcans bloquiers amb un cratèr centrau pichon<ref>Schenk, P. M.; et al. (2004). "Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io". Icarus 169: 98–110.</ref>. Aquelei volcans an una altitud compresa entre 1000 e 2000 mètres per un diamètre de 40-60 km. Son donc pus pichons que leis autrei montanhas d'Io.
 
=== Geografia ===
 
[[FileFichièr:Carta d'Io.jpg|thumb|center|800px|Carta de la superficia d'Io. En majusculas, lo nom dei regions dau satellit, en gras, lo nom dei volcans principaus e en italic lo nom dei montanhas importantas.]]
 
=== Atmosfèra ===
 
Io a una atmosfèra tèuna d'una espessor egala a 120 km amb una pression variant entre 0,3 e 3 nbar. Es principalement facha de [[dioxid de sofre]] e d'autreis elements en quantitats limitadas coma de [[monoxid de sofre]], de [[clorur de sòdi]], d'[[oxigèn]] e de [[sofre]]<ref name="Lellouch et al. 2007">Lellouch, E.; et al. (2007). "Io's atmosphere". In Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 231–264.</ref>. La temperatura mejana de la superficia varia entre {{unitat|-143|°C}} pendent lo jorn e {{unitat|-184|°C}} durant la nuech. La pression varia ambé l'activitat volcanica, la lutz dau Soleu, la latitud e l'abondància dei glaç a la superficia<ref name="Lellouch et al. 2007"/> <ref>Spencer, A. C.; et al. (2005). "Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io’s SO2 atmosphere". Icarus 176: 283–304. </ref> <ref name="Walker et al. 2010">Walker, A. C.; et al. (2010). "A Comprehensive Numerical Simulation of Io’s Sublimation-Driven Atmosphere". Icarus in press: 409. </ref>. La fònt principala de [[dioxid de sofre]] es lo volcanisme dau satellit<ref name="Schneider, Bagenal">Schneider, N. M.; Bagenal, F. (2007). "Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions". In Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 265–286.</ref>. En revenge, Jupitèr e sa magnetosfèra entraïnan l'erosion de l'atmosfèra d'Io au nivèu de l'ionosfèra de son satellit. D'efèct, i a un tor d'ions que parteja l'orbita d'Io a l'entorn de Jupitèr e derraba de materiaus a son atmosfèra.
 
=== Interaccion ambé la magnetosfèra de Jupitèr ===
 
== Orbita e rotacion ==
 
Io orbita a l'entorn de [[Jupitèr (planeta)|Jupitèr]] de manièra sincròna a una distància mejana de {{formatnum:421700}} km en 42,5 oras. Es a dire que la fàcia dirigida vèrs [[Jupitèr (planeta)|Jupitèr]] es totjorn la mema e que lei periòdes de rotacion a l'entorn de l'axe dau satellit e de sa planeta son identics. L'excentricitat de l'orbita es egala a 0,0041. Es estabilizada per doas resonàncias amb [[Euròpa (luna)|Euròpa]] (2:1) e [[Ganimèdes (luna)|Ganimèdes]] (4:1).
 
== Observacion ==
 
== Recèrca e exploracion ==
 
=== Recèrca ambé lei telescòpis terrèstres ===
 
=== Exploracion espaciala ===
 
== Cultura ==
 
== Referéncias ==
<references/>
 
Linha 64 :
 
[[als:Io (Mond)]]
[[ar:آيوإيو (قمر)]]
[[ast:Ío (lluna)]]
[[be-x-old:Іа (спадарожнік Юпітэра)]]