La atmósfera de Io es la capa extremadamente delgada de gases que rodea a Io , la tercera luna más grande de Júpiter . La atmósfera está compuesta principalmente de dióxido de azufre ( SO 2 ), junto con monóxido de azufre ( SO ), cloruro de sodio ( NaCl ) y azufre y oxígeno monoatómicos . [1] También se espera que esté presente dioxígeno .
Ío se considera el cuerpo volcánicamente más activo de nuestro sistema solar. Se cree que el vulcanismo tipo Pele es la causa de los componentes de azufre en la atmósfera. Las columnas volcánicas bombean 10,4 kg de SO 2 (dióxido de azufre) por segundo a la atmósfera de Io en promedio, aunque la mayor parte se deposita nuevamente en la superficie. La luz del sol sublima este SO 2 sólido , convirtiéndolo en estado gaseoso y creando una atmósfera delgada. Debido a esto, la presión atmosférica es significativamente mayor cerca de los volcanes, alrededor de 0,5 a 4 mPa (5 a 40 nbar), alrededor de 5.000 a 40.000 veces mayor que la del lado nocturno de Ío. Aparte de esto, los componentes menores como NaCl, SO, O también se forman mediante otros procesos. Se cree que la principal fuente de NaCl y KCl es volcánica. [2] Se cree que algunas chimeneas volcánicas expulsan NaCl y KCl, pero poco o nada de SO2 . Se cree que la pulverización de la superficie por partículas cargadas de la magnetosfera de Júpiter es el origen del NaCl, SO, O y S. También se forman a partir de la desgasificación volcánica directa. Se cree que la fotodisociación es el origen del SO, Na, K y Cl. [ se necesita aclaración ] La fotodisociación juega un papel importante en la atmósfera en latitudes más altas. Debido a que el proceso ocurre con más frecuencia durante el día, se cree que la concentración de Na es mayor durante el día. [1] [3]
El SO 2 es el constituyente principal y representa el 90% de la presión atmosférica. Alrededor del 3% al 10% es SO. La presión atmosférica varía de 0,033 a 0,3 mPa o de 0,33 a 3 nbar [ cifras disgree arriba ] , observada en el hemisferio anti-Júpiter de Io y a lo largo del ecuador, y temporalmente a primera hora de la tarde, cuando la temperatura de la superficie helada alcanza su punto máximo. En el lado nocturno [ se necesita aclaración ] , el SO2 se congela, disminuyendo la presión atmosférica de 0,1 × 10 −7 a 1 × 10 −7 Pa (0,0001 a 0,001 nbar). [4] Algunos estudios sugieren que la atmósfera del lado nocturno se compone de gases no condensables como el O y el SO atómico. La atmósfera del lado opuesto a Júpiter no sólo es más densa, sino que también se extiende sobre un mayor rango de latitudes que el lado que mira a Júpiter. La densidad de la columna vertical en el ecuador varía desde 1,5 × 10 16 cm −2 en longitudes subjovianas hasta 15 × 10 16 cm −2 en longitudes antijovianas. [5] En la superficie, el dióxido de azufre está en equilibrio de presión de vapor con la escarcha. Las temperaturas aumentan a 1.800 K en altitudes más altas, donde la menor densidad atmosférica permite el calentamiento del plasma en el toro de plasma de Io y del calentamiento Joule del tubo de flujo de Io. La atmósfera diurna se limita principalmente a 40° del ecuador, donde la superficie es más cálida y se encuentran las columnas volcánicas más activas. [6] La presión atmosférica polar es sólo el 2% de la presión atmosférica ecuatorial. Aproximadamente a ±40° de latitud, la presión atmosférica será la mitad de la del ecuador. La densidad atmosférica aumenta cuanto más se acerca Ío al Sol. [7] Cuanto más lejos de la superficie, mayor es la concentración de O y S 2 [ se necesita clarificación ] . Esto se debe a la menor masa de átomos de oxígeno y azufre en comparación con otros. Se estima que la relación O/SO 2 está entre el 10% y el 20% en la atmósfera superior. Estos gases existen hasta una distancia de 10 veces el radio de Io.
Io tiene una cola de sodio similar a la cola de sodio de la Luna . Io también tiene una ionosfera con una densidad de 2,8 × 10 10 m −3 a 80 km de altitud, comparable a las ionosferas de Marte y Venus . Los estudios de ocultación realizados por Pioneer 10 revelaron que la ionosfera del lado nocturno es significativamente menos densa por primera vez. [ se necesita aclaración ] Según las seis ocultaciones realizadas por la sonda Galileo en 1997, la ionosfera es asimétrica: la densidad del plasma varía según la longitud. La interpretación de las observaciones supone que la mayor densidad del plasma se distribuye en una ionosfera unida de forma esférica y simétrica con una estela densa aguas abajo. Dependiendo de la ubicación, se encontraron densidades máximas de aproximadamente 5 × 10 10 m −3 , alcanzando un máximo de aproximadamente 2,5 × 10 11 m −3 en una de las ocultaciones. Debido a su delgadez, la atmósfera de Io no causa mucho efecto en la superficie, aparte de mover el hielo de SO 2 y expandir el tamaño de los anillos de depósito de la columna cuando el material de la columna vuelve a entrar en la atmósfera más densa del lado diurno. Cada segundo, casi una tonelada de gases escapa de la atmósfera de Ío al espacio exterior debido a la magnetosfera de Júpiter. Debido a esto [ se necesita aclaración ] , la atmósfera debe reponerse constantemente. Estos gases orbitan alrededor de Júpiter junto con Io, creando un toro de plasma de Io .
La densidad atmosférica de Io está directamente relacionada con la temperatura de la superficie. Cuando Io cae a la sombra de Júpiter durante un eclipse, la temperatura baja. Esto provoca la deposición de SO 2 y da como resultado una disminución del 80% en la presión atmosférica. [8] Esto aumenta el albedo de Io; por tanto, Ío parece más brillante cuando se cubre de escarcha inmediatamente después de un eclipse. Después de unos 15 minutos, el brillo vuelve a la normalidad, probablemente porque la escarcha ha desaparecido por sublimación. El brillo posteclíptico se puede observar con telescopios terrestres. La nave espacial Cassini capturó el brillo posterior al eclipse en longitudes de onda del infrarrojo cercano. [9] En 2013 se obtuvieron más pruebas de esta teoría cuando se utilizó el Observatorio Gemini para medir directamente el colapso de la atmósfera de SO 2 de Io durante y su reformación después del eclipse de Júpiter. [10]
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Io alberga eventos de auroras , a pesar de que la atmósfera es extremadamente tenue. A diferencia de otros cuerpos celestes donde se produce una aurora en los polos norte y sur, la aurora en Io se produce cerca del ecuador. Esto se debe a que las auroras en otros cuerpos son causadas por las interacciones de la magnetosfera del cuerpo con el viento solar . Por el contrario, Ío no tiene campo magnético propio. En lugar del viento solar, partículas cargadas de la magnetosfera de Júpiter interactúan con la atmósfera de Ío, creando auroras. [11]
Los átomos de sodio provocan un brillo verde en la aurora. Aquí los brillos azules causados por el SO 2 están más cerca de la superficie que los brillos rojos causados por el oxígeno. Esto se debe a que el SO 2 es más pesado que el oxígeno y, como resultado, estará más unido gravitacionalmente a la superficie. Debido a esto, los resplandores rojos alcanzan una altura de 900 km (560 millas). La aurora se mueve a través de Ío, mientras cambia su orientación con respecto a la magnetosfera de Júpiter mientras orbita el planeta.