La atmósfera de Ío es una capa extremadamente delgada de gases que rodea a la tercera luna más grande de Júpiter , Ío . La atmósfera está compuesta principalmente de dióxido de azufre ( SO2 ), junto con monóxido de azufre ( SO ), cloruro de sodio ( NaCl ) y azufre y oxígeno monoatómicos . [1] También se espera la presencia de dioxígeno .
Se considera que Ío es el cuerpo volcánicamente más activo de nuestro sistema solar. Se cree que el vulcanismo de 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 en la atmósfera de Ío en promedio, aunque la mayor parte se deposita de nuevo 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 por otros procesos. Se cree que la principal fuente de NaCl y KCl es volcánica. [2] Se cree que algunos respiraderos volcánicos expulsan NaCl y KCl, pero poco o nada de SO 2 . 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. [ aclaración necesaria ] La fotodisociación juega un papel importante en la atmósfera en latitudes más altas. Debido a que el proceso ocurre con mayor frecuencia durante el día, se cree que la concentración de Na es mayor durante el día. [1] [3]
El SO 2 es el componente principal, que comprende el 90% de la presión atmosférica. Alrededor del 3%–10% es SO. La presión atmosférica varía de 0,033 a 0,3 mPa o 0,33 a 3 nbar [ discrepa las cifras anteriores ] , vista en el hemisferio anti-Júpiter de Ío y a lo largo del ecuador, y temporalmente a primera hora de la tarde cuando la temperatura de la escarcha superficial alcanza su pico. En el lado nocturno [ aclaración necesaria ] , el SO 2 se congela, disminuyendo la presión atmosférica a 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 consiste en gases no condensables como el O atómico y el SO. La atmósfera en el lado que mira lejos de Júpiter no solo es más densa, sino que también se extiende sobre un rango mayor de latitudes que el lado que mira a Júpiter. La densidad de la columna vertical en el ecuador varía de 1,5 × 10 16 cm −2 en longitudes subjovianas a 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 mayores, donde la menor densidad atmosférica permite el calentamiento del plasma en el toro de plasma de Ío y del calentamiento Joule del tubo de flujo de Ío. La atmósfera del lado diurno está confinada 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 solo el 2% de la presión atmosférica ecuatorial. A unos ±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 [ aclaración necesaria ] . Esto se debe a la menor masa de los 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.
Ío tiene una cola de sodio similar a la cola de sodio de la Luna . Ío 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 de Pioneer 10 revelaron que la ionosfera del lado nocturno es significativamente menos densa por primera vez. [ aclaración necesaria ] Con base en las seis ocultaciones realizadas por la sonda Galileo en 1997, la ionosfera es asimétrica: la densidad del plasma varía con la longitud. La interpretación de las observaciones supone que la mayor densidad del plasma se distribuye en una ionosfera unida esféricamente 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 Ío no causa tanto 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 [ aclaración necesaria ] , la atmósfera debería reponerse constantemente. Estos gases orbitan Júpiter junto con Ío, creando un toro de plasma en Ío .
La densidad atmosférica de Ío está directamente relacionada con la temperatura de la superficie. Cuando Ío cae en la sombra de Júpiter durante un eclipse, la temperatura desciende. 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 Ío; por lo tanto, Ío parece más brillante cuando está cubierto de escarcha inmediatamente después de un eclipse. Después de unos 15 minutos, el brillo vuelve a la normalidad, presumiblemente porque la escarcha ha desaparecido por sublimación. El brillo post-eclíptica se puede observar con telescopios terrestres. La nave espacial Cassini capturó el brillo posterior al eclipse en longitudes de onda del infrarrojo cercano. [9] Más evidencia de esta teoría llegó en 2013 cuando el Observatorio Gemini se utilizó para medir directamente el colapso de la atmósfera de SO 2 de Ío durante el eclipse de Júpiter y su reformación después de él. [10]
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En Ío se producen auroras a pesar de que su atmósfera es extremadamente delgada. A diferencia de otros cuerpos celestes, donde las auroras se producen en los polos norte y sur, en Ío se producen cerca del ecuador. Esto se debe a que las auroras en otros cuerpos celestes son causadas por las interacciones de la magnetosfera del cuerpo con el viento solar . En cambio, Ío no tiene un campo magnético propio. En lugar del viento solar, las partículas cargadas de la magnetosfera de Júpiter interactúan con la atmósfera de Ío, creando auroras. [11]
Los átomos de sodio causan un resplandor verde en la aurora. En este caso, los resplandores azules causados por el SO2 están más cerca de la superficie que los resplandores rojos causados por el oxígeno. Esto se debe a que el SO2 es más pesado que el oxígeno y, como resultado, estará más ligado gravitacionalmente a la superficie. Debido a esto, los resplandores rojos alcanzan una altura de hasta 900 km (560 millas). La aurora se mueve a través de Ío, ya que cambia su orientación con respecto a la magnetosfera de Júpiter a medida que orbita el planeta.