Vulcanismo em Io
O vulcanismo em Io refere-se ao fluxo de materiais fundidos do interior até a superfície de Io, o satélite de Júpiter com órbita mais interior e uma das quatro Luas de Galileu. A atividade vulcânica de Io faz dele um dos quatro corpos celestes vulcanicamente ativos do Sistema Solar, ao lado da Terra, de Encélado e de Tritão.
Descoberta editar
Antes da passagem da sonda espacial Voyager 1 por Io, em 5 de março de 1979, era corrente no meio científico a ideia de que esse corpo fosse geologicamente inativo, numa condição semelhante à da Lua terrestre. A descoberta de uma nuvem de sódio rodeando Io conduziu à hipótese de que este poderia estar coberto por evaporitos.[1] Esta e outras suposições provinham de análises da espectroscopia de infravermelho realizadas em observatórios terrestres durante a década de 1970.[2]
Um fluxo térmico anomalamente alto, quando comparado com o das demais Luas de Galileu, foi descoberto durante medições infravermelhas com um comprimento de onda de 10 μm realizadas enquanto Io estava sob a sombra de Júpiter.[2] Na época, este fenômeno foi atribuído a uma inércia térmica superior às de Europa e Ganímedes.[3] No entanto, estas conclusões foram posteriormente descartadas quando medições com um comprimento de onda de 20 μm foram realizadas; elas sugeriram que Io teria uma superfície com propriedades similares às dos demais satélites galileanos.[2] Desde então entende-se que a grande irradiação térmica que Io emite em comprimentos de onda curtos deve-se à combinação de sua atividade vulcânica com o aquecimento solar na superfície do corpo celeste, sendo que em comprimentos de onda largos este aquecimento devido ao Sol contribui em maior medida que a vulcanologia na radiação emitida.[4]
Em 20 de fevereiro de 1978 foi detectado um forte incremento no fluxo térmico a um comprimento de onda de 5 μm sobre a superfície de Io. Uma das possíveis explicações consideradas pelos cientistas que o notaram foi a de que se trataria de uma forte atividade vulcânica. No caso, os dados apontavam para uma área de cerca de 8.000 km2 sobre a superfície de Io, com uma temperatura de 600 K (em torno de 327 °C). No entanto, os autores consideraram essa hipótese pouco provável, e em seu lugar concentraram-se na ideia de que as emissões de Io derivavam de sua interação com a magnetosfera de Júpiter.[5]
Fonte de calor editar
A principal fonte de calor interno de Io é a força de maré gerada pela enorme atração gravitacional exercida por Júpiter. Essa fonte de calor difere da fonte interna causadora da atividade vulcânica terrestre, o gradiente geotérmico, que é produto do decaimento radioativo dos isótopos e do calor residual provocado pelo acrecimento que o planeta sofreu. Essas fontes de calor são as que provocam, na Terra, a convecção do manto que, por sua vez, produzem periodicamente erupções vulcânicas ao longo das falhas situadas nos encontros de duas ou mais placas tectônicas.
Referências
- ↑ Fanale, F. P.; et al (1974). «Io: A Surface Evaporite Deposit?». Science. 186 (4167): 922–925. PMID 17730914. doi:10.1126/science.186.4167.922
- ↑ a b c Morrison, J.; Cruikshank, D. P (1973). «Thermal Properties of the Galilean satellites». Icarus. 18 (2): 223–236. doi:10.1016/0019-1035(73)90207-8
- ↑ Hansen, O. L. (1973). «Ten-micron eclipse observations of Io, Europa, and Ganymede». Icarus. 18 (2): 237–246. doi:10.1016/0019-1035(73)90208-X
- ↑ Lopes, Rosaly M. C.; Spencer, J. R (2007). Io after Galileo : a new view of Jupiter’s volcanic moon. Nova Iorque: Springer. p. 5–33. ISBN 3540346813
- ↑ Witteborn, F. C.; et al (1979). «Io: An Intense Brightening Near 5 Micrometers». Science. 203 (4381): 643–646. doi:10.1126/science.203.4381.643
Ligações externas editar
- «Io». — Instituto Geofísico da Faculdade de Ciências e Tecnologia da Universidade de Coimbra.
- «Imagens da atividade vulcânica em Io» (em inglês). — Departamento de Ciências Planetárias da Universidade do Arizona.
- «Vulcanismo em Io» (em inglês e espanhol). no windows2universe, projeto da Associação Nacional de Professores de Ciências da Terra (NESTA).
