Io (Mond)
| Jupitermond Io aufgenommen von der Raumsonde Galileo aus einer Entfernung von 130.000 km am 3. Juli 1999 | |
| Entdeckung | |
|---|---|
| Entdecker | Galileo Galilei |
| Datum der Entdeckung | 1610 |
| Daten des Orbits | |
| Mittlerer Bahnradius | 421.600 km |
| Bahnexzentrizität | 0,041 |
| Umlaufzeit | 1,76 Tage |
| Inklination | 0,04° |
| Natürlicher Satellit des | Jupiter |
| Physikalische Daten | |
| Mittlerer Durchmesser | 3643,2 km |
| Oberfläche | 41.000.000 km2 |
| Masse | 8,94×1022 kg |
| Dichte | 3,56 g/cm3 |
| Gravitation an der Oberfläche | 1,81 m/s2 |
| Fluchtgeschwindigkeit | 2,6 km/s |
| Siderische Rotation | 1,76 Tage |
| Neigung der Rotationsachse | 0° |
| Albedo | 0,61 |
| scheinbare Helligkeit | 5m |
| Oberflächentemperatur | 130 K (-143°C) |
| Atmosphärischer Druck | kPa |
Io ist der innerste der großen Monde des Planeten Jupiter.
Entdeckung
Ios Entdeckung wird dem italienischen Gelehrten Galileo Galilei zugesprochen, der im Jahre 1610 sein einfaches Fernrohr auf den Jupiter richtete. Die vier großen Monde Io, Europa, Ganymed und Kallisto werden daher auch als galileische Monde bezeichnet.
Allerdings beanspruchte der Deutsche Simon Marius in seinem 1614 erschienenen Werk Mundus Jovialis deren Entdeckung für sich, indem er behauptete, die großen Jupitermonde bereits einige Tage vor Galilei entdeckt zu haben. Galilei zweifelte dies an und bezeichnete Marius´ Werk als Plagiat.
Benannt wurde der Mond nach Io, in der griechischen Mythologie eine Geliebten des Zeus (im römischen Jupiter). Obwohl der Name Io bereits kurz nach ihrer Entdeckung von Simon Marius vorgeschlagen wurde, konnte er sich über lange Zeit nicht durchsetzen. Erst in der Mitte des 20. Jahrhunderts kam er wieder in Gebrauch. Vorher wurden die galileischen Monde üblicherweise mit römischen Ziffern bezeichnet und Io war der Jupitermond I.
Die galileischen Monde sind so hell, dass man sie bereits mit einem Fernglas oder kleinen Teleskop beobachten kann.
Bahndaten
Io umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 421.600 Kilometern in 1 Tag 18 Stunden und 27,6 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,0018 auf und ist um 0,04 Grad gegenüber der Äquatorebene des Jupiter geneigt.
Aufbau und physikalische Daten
Io besitzt einen mittleren Durchmesser von 3643,2 Kilometern und eine relativ hohe Dichte von 3,56 g/cm3, sie weist damit nur eine etwas höhere Dichte auf und ist auch nur etwas größer als der Erdmond. Anders als die Monde des äußeren Sonnensystems scheint Io daher eher wie die terrestrischen (erdähnlichen) Planeten, überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut zu sein. Daten der Raumsonde Galileo lassen darauf schließen, dass Io einen Kern aus Eisen, eventuell mit Anteilen an Eisensulfiden, von mindestens 900 Kilometern Durchmesser besitzt.
Im Gegensatz zu den anderen galileischen Monden findet sich auf Io so gut wie kein Wasser. Dies könnte darauf zurückzuführen sein, dass Jupiter in der Frühzeit seiner Entstehung hohe Temperaturen aufwies, die Wasser und andere flüchtige Elemente in der Umgebung der nahen Io entweichen ließen.
Io rotiert in 1 Tag 18 Stunden und 27,6 Minuten um die eigene Achse und weist damit, wie der Erdmond und die übrigen Jupitermonde, eine gebundene Rotation auf. Ihre Albedo beträgt 0,61, das heißt 61 Prozent des einfallenden Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Die Oberflächentemperatur beträgt im Durchschnitt -143 Grad Celsius.
Vor den Missionen der unbemannten Raumsonden war die Wissenschaft davon überzeugt, dass die galileischen Monde von Kratern übersäte Körper ähnlich dem Erdmond seien. Anhand der Anzahl und Verteilung der Krater sollten Rückschlüsse auf das Alter der Monde gezogen werden. Als die Sonden Voyager 1 und Voyager 2 erstmals detaillierte Aufnahmen zur Erde sandten, war man überrascht, dass die Monde ein gänzlich anderes Aussehen zeigten.
Vulkanismus
Ios Oberfläche weist so gut wie keine Impaktkrater auf, vielmehr ist sie von aktiven Vulkanismus geprägt und ständigen Veränderungen unterworfen. Io ist deshalb mit Abstand der vulkanisch aktivste Körper im ganzen Sonnensystem.
Bei Eruptionen werden flüssiger Schwefel und Schwefeldioxid mit Geschwindigkeiten bis zu 1 km/s ausgestoßen, die aufgrund der geringen Schwerkraft bis in 300 Kilometer Höhe gelangen können. Die Materialien fallen zurück auf die Oberfläche und bilden mächtige Ablagerungen.
Der Vulkanismus wurde erstmals 1979 auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 1 nachgewiesen, die seinerzeit großes Aufsehen erregten, da dies die erste Entdeckung von aktivem Vulkanismus auf einem anderen Himmelskörper als der Erde war. Die Eruptionen variieren sehr stark. Bereits über einen Zeitraum von nur vier Monaten, die zwischen der Ankunft von Voyager 1 und Voyager 2 vergangen waren, konnte festgestellt werden, dass Eruptionen in bestimmten Bereichen zum Erliegen gekommen waren, während an anderen Stellen neue begonnen hatten. Die Ablagerungen rund um die vulkanischen Krater hatten sich ebenfalls deutlich verändert.
Durch den Vergleich mit den 20 Jahre später aufgenommenen Bildern der Galileo-Sonde ist erkennbar, dass die permanenten Vulkanausbrüche die Oberfläche von Io durch Ablagerungen von ausgeworfenem Material ständig verändern. Io weist die geologisch jüngste Oberfläche im Sonnensystem auf. Ihr Alter wird auf etwa 10 Millionen Jahre geschätzt. Daher sind auch kaum Einschlagskrater zu erkennen, da diese durch die geologischen Prozesse eingeebnet werden.
Die vulkanische Aktivität wird durch Gezeitenkräfte verursacht, die den Mond regelrecht durchkneten und dadurch aufheizen. Allein die Gezeitenkräfte des Jupiter auf Io sind mehr als 6000mal stärker als die des Erdmondes auf die Erde, die zusätzlichen Gezeitenkräfte von Europa und Ganymed liegen noch immer in der Größenordnung der des Mondes auf die Erde. Durch die gebundene Rotation von Io ist jedoch nicht die absolute Stärke der Gezeitenkräfte des Jupiter entscheidend, sondern nur ihre Änderung. Io wird durch einen Resonanzeffekt mit den Monden Europa und Ganymed, deren Umlaufszeiten im Verhältnis 1:2:4 zueinander stehen, auf eine leicht elliptische Bahn um Jupiter gezwungen, so dass die Variation der Gezeitenkräfte des Jupiters allein durch die Variation des Abstandes noch 1000mal so groß ist wie der Einfluss der Gezeitenwirkung des Mondes auf die Erde. Durch die elliptische Umlaufbahn schwankt Jupiter aus der Sicht eines Beobachters auf Io während eines Umlaufs am Himmel zusätzlich leicht hin und her. Aufgrund des geringen Abstandes zu Jupiter führt dies zu periodischen Deformationen der Größenordnung von 100 Metern. Die entsprechenden Deformationen der Erde betragen lediglich 20 bis 30 Zentimeter.
Oberflächenstrukturen
Ios Oberfläche hat ein Alter von nur wenigen Millionen Jahren und ist permanenten Veränderungen unterworfen. Sie ist im wesentlichen sehr eben mit Höhenunterschieden von weniger als einem Kilometer, aber es gibt auch Berge von bis zu 9 Kilometern Höhe, die nicht vulkanischen Ursprungs sind und vermutlich durch tektonische Prozesse entstehen. Vergleiche der Bilder der Voyager-Sonden und der 20 Jahre jüngeren Bilder der Galileo-Sonde deuten auch auf schnelle Verfallsprozesse hin, die bereits in diesem kurzen Zeitraum sichtbar sind.
Die markantesten Strukturen der Oberfläche sind jedoch hunderte vulkanischer Calderen, die bis zu 400 km im Durchmesser und teilweise mehrere Kilometer tief sind. Daneben gibt es auch zahlreiche Seen aus geschmolzenem Schwefel. Die Ablagerungen von Schwefel und seinen Verbindungen weisen ein breites Spektrum an Farbtönen auf, die dem Mond ein ungewöhnlich buntes Erscheinungsbild verleihen.
Weiterhin erstrecken sich Lavaflüsse einer niedrig viskosen Flüssigkeit über mehrere hundert Kilometer hinweg. Auswertungen der Voyagerdaten ließen vermuten, dass die Lavaflüsse überwiegend aus Schwefel- und Schwefelverbindungen zusammengesetzt sind. Dagegen zeigen erdgestützte Infrarotuntersuchungen so genannte „Hotspots“ mit Temperaturen bis zu 2.000 K. Dies ist viel zu heiß für geschmolzenen Schwefel. Möglicherweise bestehen die Lavaflüsse aus geschmolzenen Silikaten. Aktuelle Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops weisen darauf hin, dass das Material reich an Soda ist.
Atmosphäre
Io besitzt eine äußerst dünne Atmosphäre von 120 Kilometer Höhe, die sich aus Schwefeldioxid und möglicherweise Spuren anderer Gase zusammensetzt. Die 700 Kilometer hoch reichende Ionosphäre besteht aus Schwefel-, Sauerstoff- und Natriumionen. Sie wird durch die vulkanische Aktivität ständig erneuert, so dass der Teilchenverlust durch die Wechselwirkung mit der Magnetosphäre des Jupiter ausgeglichen wird.
Magnetfeld
Io bewegt sich auf ihrer Bahn durch das starke Magnetfeld des Jupiter, wodurch elektrische Ströme induziert werden. Dabei werden rund 1.000 Gigawatt mit einem Spannungspotential von 400.000 Volt erzeugt. Unter diesen Bedingungen werden Atome in der oberen Atmosphäre ionisiert und in den Weltraum geschleudert. Io verliert so Partikel mit einer Masse von Tausenden von Kilogramm pro Sekunde.
Die Ionen bilden längs Ios Bahn einen Torus um Jupiter, der im infraroten Licht intensiv leuchtet. Partikel, die durch den Sonnenwind aus dem Torus fortgerissen werden, könnten mit verantwortlich für Jupiters ungewöhnlich ausgedehnte Magnetosphäre sein.
Daten der Sonde Galileo lassen darauf schließen, dass Io ein eigenes Magnetfeld besitzt.
Die Position von Io beeinflusst sehr stark die Emission von Radiowellen, die vom Jupitersystem abgestrahlt werden. Wenn Io von der Erde aus sichtbar ist, steigt die Intensität der Radiostrahlung deutlich an.
Literatur
- Lexikon der Astronomie in 2 Bänden, Spektrum Akademischer Verlag Heidelberg, Berlin, Oxford, ISBN 3-86-150-145-7
- Der NASA-Atlas des Sonnensystems, Knaur, ISBN 3-426-66-454-2
- Dirk N. Lorenzen, Raumsonde Galileo, Franckh-Kosmos-Verlagsgesellschaft, ISBN 3-440-07557-5
- David McNab, James Younger, Die Planeten, C. Bertelsmann, ISBN 3-570-00350-7
- David Morrison, Planetenwelten, Spektrum Akademischer Verlag Heidelberg, Berlin, Oxford, ISBN 3-86025-127-145-9
- Planeten und ihre Monde, Spektrum Akademischer Verlag Heidelberg, Berlin, Oxford, ISBN 3-922508-46-4
Weblinks
