Io, der Vulkanmond des Jupiter

Das Sonnensystem zu erkunden ist wie eine Zwiebel zu schälen. Mit jeder entfernten Schicht findet man neue Geheimnisse zum Nachdenken, jedes verwirrender als das letzte. Und dies ist sicherlich der Fall, wenn es um Jupiters Mondsystem geht, insbesondere um seine vier größten – Io, Europa , Ganymed und Kallisto . Bekannt als Galileische Monde , zu Ehren ihres Gründers, besitzen diese Monde genug Naturwunder, um Wissenschaftler jahrhundertelang zu beschäftigen.

Als innerster Mond des Jupiter ist er auch der viertgrößte Mond im Sonnensystem, hat die höchste Dichte aller bekannten Monde und ist das trockenste bekannte Objekt im Sonnensystem. Er ist auch einer von nur vier bekannten Körpern, die aktiven Vulkanismus erfahren, und – mit über 400 aktiven Vulkanen – ist er der geologisch aktivste Körper im Sonnensystem.

Entdeckung und Benennung:

Wie alle Galileischen Monde wurde er entdeckt von Galileo Galilei im Januar 1610 mit a Teleskop nach eigenem Design . Damals war er nicht in der Lage, zwischen ihm und . zu unterscheiden Europa Aufgrund der geringen Leistung seines Teleskops wurden die beiden als ein einziger Lichtpunkt aufgenommen. Am folgenden Tag wurden sie jedoch zum ersten Mal als separate Leichen gesehen. Seine Beobachtungen wurden im März 1610 in seiner Abhandlung veröffentlicht Ein sternenklarer Bote ('Sternenbote“).

1614 behauptete der deutsche Astronom Simon Marius in seinem BuchMundus Jovialis(„Die Welt des Jupiter“) die Monde unabhängig und gleichzeitig entdeckt zu haben. Ich dachte, Galileo erhielt die Anerkennung für die Entdeckung, indem er zuerst veröffentlichte, es waren die Namen, die Marius vorschlug (auf Geheiß von Johannes Kepler ), die schließlich übernommen wurden, jedoch erst im 20. Jahrhundert. Zuvor war Io bekannt alsJupiter Ibasierend auf Galileis Bezeichnungen.

Galileo Galileis Teleskop mit seiner handschriftlichen Notiz, die die Vergrößerungsleistung der Linse angibt, auf einer Ausstellung im Franklin Institute in Philadelphia. Bildnachweis: AP Photo/Matt Rourke

Ähnlich wie die anderen Galiläer wurde Io nach einem Liebhaber von Zeus (dem griechischen Äquivalent des römischen Jupiter) benannt. Der Sage nach war sie eine Priesterin der Göttin Hera in Argos und eine Vorfahrin des Herakles (Herkules). Merkmale auf dem Mond sind nach Charakteren und Orten aus dem Mythos benannt, aber auch nach Feuergottheiten, Vulkanen, der Sonne und Donner aus verschiedenen Mythen sowie nach Charakteren und Orten aus Dantes Hölle (aufgrund seiner vulkanischen Natur).

Bis heute hat die Internationale Astronomische Union 225 Namen für ihre Vulkane, Berge, Hochebenen und großen Albedo-Merkmale genehmigt. Beispiele für benannte Funktionen sind Prometheus , Brot Mensa , Tvashtar Paterae , und Tsui Goab Wellen .

Größe, Masse und Umlaufbahn:

Mit einem mittleren Radius von 1821,6 ± 0,5 km und einer Masse von 8,93 ×10²²kg, entspricht einer Größe von 0,286 Erden und 0,015 Mal so viel Masse. Io umkreist Jupiter in einer durchschnittlichen Entfernung (Haupthalbachse) von 421.700 km (0,002819 AU). Es hat eine geringe Exzentrizität (0,0041), die dazu führt, dass seine Umlaufbahn zwischen 420.000 km (0,002807 AU) bei Periapsis und 423 400 km (0,002830 AU) und Apoapsis variiert.

Als innerster der Galileischen Satelliten ist er auch der fünfte Mond außerhalb von Jupiter, mit einer Umlaufbahn, die zwischen dem kleinen Mond von liegt Theben und der Galileische Mond von Europa. Wie die anderen Galileischen Satelliten und der Mond rotiert Io synchron mit seiner Umlaufperiode, wobei eine Seite fast immer auf Jupiter gerichtet bleibt.

Größenvergleich zwischen Io (unten links), dem Mond (oben links) und der Erde. Bildnachweis: NASA/JPL/University of Arizona

Io braucht ungefähr 42,5 Stunden, um eine Umlaufbahn um den Jupiter zu vollenden und befindet sich in einer 2:1-Mean-Motion-Orbitalresonanz mit Europa und einer 4:1-Resonanz mit Ganymed. Dies bedeutet, dass es zwei Umlaufbahnen des Jupiter für jede Umlaufbahn von Europa und vier Umlaufbahnen für jede Umlaufbahn Ganymeds absolviert. Diese Resonanz trägt dazu bei, seine orbitale Exzentrizität (0,0041) aufrechtzuerhalten, die wiederum die primäre Wärmequelle für seine geologische Aktivität darstellt.

Zusammensetzung und Oberflächenfunktionen von Io:

Mit einer mittleren Dichte von 3,528 ± 0,006 g/cm³, Io hat die höchste Dichte aller Monde im Sonnensystem und ist deutlich dichter als die anderen Galileischen Monde. Es besteht hauptsächlich aus Silikatgestein und Eisen und ist in seiner Massenzusammensetzung näher an der terrestrische Planeten als zu anderen Satelliten im äußeren Sonnensystem, die größtenteils aus einer Mischung aus Wassereis und Silikaten bestehen.

Modelle des Inneren von Io zeigen, dass es zwischen einer silikatreichen Kruste und einem silikatreichen Mantel und einem eisen- oder eisensulfidreichen Kern unterschieden wird. Dieser Kern macht 20 % der Masse des Planeten aus und hat einen geschätzten Radius von 350 – 650 km (220–400 mi) – vorausgesetzt, er besteht fast ausschließlich aus Eisen. Wenn es jedoch aus einer Mischung aus Eisen und Schwefel besteht, hat es wahrscheinlich einen Radius von 550–900 km (340–560 mi). Da kein nachweisbares Magnetfeld vorhanden ist, befindet sich dieser Kern nicht in Konvektion.

Ähnliche Modelle deuten darauf hin, dass der Erdmantel zu 75 % aus magnesiumreichen Mineralien besteht und einen höheren Eisengehalt (im Vergleich zu Silizium) hat als der Mond oder die Erde, aber niedriger als der Mars. Die Lithosphäre von Io, die aus Basalt und Schwefel besteht, die durch den ausgedehnten Vulkanismus von Io abgelagert wurden, wird auf eine Dicke zwischen 12 km und 40 km geschätzt.

Modell der möglichen Innenausstattung von Io mit verschiedenen beschrifteten Merkmalen. Bildnachweis: Wikipedia Commons/Kelvinsong

Basierend auf magnetischen Messungen und Wärmestrombeobachtungen wird angenommen, dass etwa 50 km unter der Oberfläche ein Magmaozean existiert, der selbst etwa 50 km dick ist und 10 % des Erdmantels ausmacht. Es wird geschätzt, dass die Temperatur im Magmaozean 1473,15 K (1200 °C/2192 °F) erreicht.

Im Gegensatz zu Erde und Mond kommt die Hauptquelle der inneren Wärme von Io aus der Gezeitenbiegung, die das Ergebnis der Orbitalresonanz von Io mit Europa und Ganymed ist. Eine solche Erwärmung hängt von Ios Entfernung vom Jupiter, seiner Orbitalexzentrizität, der Zusammensetzung seines Inneren und seinem physikalischen Zustand ab.

Die Reibung oder Gezeitenableitung, die im Inneren von Io aufgrund dieser unterschiedlichen Gezeitenanziehung erzeugt wird, erzeugt eine erhebliche Gezeitenerwärmung im Inneren von Io und schmilzt einen erheblichen Teil von Ios Mantel und Kern. Diese Hitze ist für die vulkanische Aktivität von Io und den beobachteten Wärmefluss verantwortlich und führt regelmäßig dazu, dass Lava bis zu 500 km (300 mi) in den Weltraum ausbricht (siehe unten).

Überraschenderweise fehlt die Oberfläche von Io fast vollständig an Einschlagskratern und ist stattdessen von glatten Ebenen bedeckt, die mit hohen Bergen, Gruben unterschiedlicher Form und Größe und vulkanischen Lavaströmen übersät sind. Ihr farbenfrohes Aussehen (eine Kombination aus Orange, Gelb, Grün, Weiß/Grau usw.) stimmt damit überein, was darauf hindeutet, dass vulkanische Aktivität sowohl die Oberfläche mit Schwefel- als auch Silikatverbindungen bedeckt hat und zu einer Oberflächenerneuerung führt.

Galileo-Bild mit verstärkter Farbe, das einen dunklen Fleck zeigt, der 1997 durch eine große Eruption bei Pillan Patera erzeugt wurde. Bildnachweis: NASA/JPL

Schwefeldioxidfrost ist auf der Oberfläche von Io allgegenwärtig und bildet große Regionen, die mit weißem oder grauem Material bedeckt sind. An vielen Stellen in Io ist auch atomarer Schwefel zu sehen, der gelbe bis gelbgrüne Regionen bildet. In den mittleren Breiten und in den Polarregionen abgelagerter Schwefel ist oft strahlungsgeschädigt, wodurch die rotbraunen Polarregionen von Io entstehen.

Io enthält wenig bis gar kein Wasser, obwohl versuchsweise kleine Taschen aus Wassereis oder hydratisierten Mineralien identifiziert wurden, vor allem an der Nordwestflanke des Berges Gish Bar Mons . Tatsächlich hat Io die geringste Wassermenge aller bekannten Körper im Sonnensystem, was wahrscheinlich darauf zurückzuführen ist, dass Jupiter früh in der Entwicklung des Sonnensystems heiß genug war, um flüchtige Materialien wie Wasser von seiner Oberfläche zu vertreiben.

Ein weiteres herausragendes Merkmal von Io sind die Berge, die zwischen 100 und 150 zählen und durchschnittlich 6 km (4 mi) hoch sind und ein Maximum von 17,5 ± 1,5 km (10,9 ± 0,9 mi) bei . erreichen Süd B Nachtsonne Berge . Im Gegensatz zu Bergen auf der Erde erscheinen die Berge von Io oft als große, isolierte Strukturen ohne erkennbare globale tektonische Muster dahinter.

Trotz des Vorhandenseins von Vulkanismus werden fast alle Berge von Io durch tektonische Aktivität und nicht durch Vulkane erzeugt. Stattdessen bilden sich die meisten ionischen Berge als Ergebnis von Druckspannungen an der Basis der Lithosphäre, die das Ergebnis von Abwärtsverschiebungen durch das kontinuierliche Vergraben von vulkanischem Material sind.

Falschfarbenmosaik der Oberfläche von Io. Große Berge erscheinen in Dunkelgrau und Schwarz. Bildnachweis: USGS Astrogeology Science Center

Berge auf Io haben auch eine Vielzahl von Formen, bestehend aus Plateaus und geneigten Krustenblöcken, wobei der kleine Rest vulkanisch ist. Plateaus auf Io ähneln großen, abgeflachten Tafelbergen mit zerklüfteten Oberflächen, während geneigte Krustenblöcke mit einer flachen Neigung auf einer Seite (wo es zuvor flaches Gelände war) und einer scharfen Neigung erscheinen, wo unterirdische Materialien durch Druckspannungen nach oben gedrückt wurden.

Die wenigen Berge, die mit Vulkanismus in Verbindung stehen, ähneln kleinen Schildvulkanen mit steilen Hängen in der Nähe einer kleinen, zentralen Caldera und flachen Hängen an ihren Rändern. Diese vulkanischen Berge sind oft kleiner als der durchschnittliche Berg auf Io und haben eine durchschnittliche Höhe von nur 1 bis 2 km (0,6 bis 1,2 mi) und eine Breite von 40 bis 60 km (25 bis 37 mi).

Aktive Vulkane:

Die durch die Orbitalexzentrizität von Io erzeugte Gezeitenerwärmung (die auf seine Orbitalresonanz mit Europa und Ganymed zurückzuführen ist) hat es zu einer der vulkanisch aktivsten Welten im Sonnensystem gemacht, mit Hunderten von Vulkanen und ausgedehnten Lavaströmen. Diese Aktivität ist nicht nur dafür verantwortlich, Lavastrahlen bis zu 500 km (300 Meilen) in den Weltraum zu schicken, sondern hatte auch einen tiefgreifenden Einfluss auf die Oberflächengeologie und Atmosphäre von Io.

Zum Beispiel können große Eruptionen Lavaströme von Dutzenden oder sogar Hunderten von Kilometern Länge produzieren, die hauptsächlich aus Basaltsilikaten, eisen- und magnesiumreichen Verbundstoffen bestehen. Gleichzeitig können Eruptionen Schwefel, Schwefeldioxidgas und Asche bis zu 200 km (120 Meilen) in den Weltraum schicken, Material für Ios Atmosphäre, Jupiters Magnetosphäre, ablagern und zu riesigen Ablagerungen von Rot, Orange, Grün, Schwarz und Weiß führen Material an der Oberfläche.

Die vulkanische Aktivität führt auch zu den vielen vulkanischen Vertiefungen, die auf der Oberfläche zu sehen sind, die im Allgemeinen flache Böden und steile Wände haben. Diese Merkmale ähneln terrestrischen Calderas, die auf der Erde auftreten, wenn geleerte Lavakammern kollabieren, und sind auch auf dem Mond und dem Mars zu sehen. Auf Io liegen diese Formationen jedoch im Allgemeinen nicht auf dem Gipfel eines Schildvulkans und sind auch im Allgemeinen größer – im Durchschnitt 41 km (25 Meilen), wobei der größte ( Loki Patera ) 202 km (126 km).

Atmosphäre:

Io hat eine extrem schwache Atmosphäre, die aus Schwefeldioxid (SO²) besteht, mit Nebenbestandteilen wie Schwefelmonoxid (SO), Natriumchlorid (NaCl), Schwefelmonoxid (SO) und atomarem Schwefel (S) und Sauerstoff (O). Der maximale atmosphärische Druck reicht von 3,3 x 10^-5bis 3 x 10^-4Pascal (0,3 bis 3 nbar), variiert jedoch stark in Abhängigkeit von der Tageszeit, dem Breitengrad, der vulkanischen Aktivität und der Häufigkeit von Oberflächenfrost. Auf der Nachtseite sinkt der Druck auf den niedrigsten Wert: 0,1 × 10^-7auf 1 × 10^-7Pa (0,0001 bis 0,001 nbar).

Die atmosphärischen Temperaturbereiche von Io basieren auf der Höhe, wobei die Temperatur an der Oberfläche und in niedrigen Höhen durchschnittlich 110 K (-163,15 °C/-261,7 °F) mit einem Minimum von 90 K (-183,15 °C/-297,7 °F)) und a maximal 130 K (-143,15 °C/225,7 °F). In größeren Höhen, wo die dünnere atmosphärische Dichte eine Erwärmung durch Plasma ermöglicht, können die Temperaturen bis zu 1800 K (1526,85 °C/2780,3 °F) erreichen.

Beobachtungen der Atmosphäre von Io weisen darauf hin, dass die atmosphärischen Dichten in der Nähe von Vulkanschloten am höchsten sind, was bestätigt, dass aktiver Vulkanismus zur Wiederauffüllung der Atmosphäre führt. Die dramatischste Quelle von Schwefeldioxid (SO²) sind vulkanische Wolken, die 10⁴kg (11,023 Tonnen) Schwefeldioxid pro Sekunde gelangen durchschnittlich in die Atmosphäre von Io, wobei das meiste davon wieder an der Oberfläche kondensiert.

Bilder von Ios Polarlichtaktivität, aufgenommen von der Galileo-Raumsonde am 16. Oktober 1998. Bildnachweis: NASA/JPL/University Of Arizona (PIRL)

Die anderen Bestandteile der Atmosphäre von Io – NaCl, SO, S, O – stammen aus der direkten vulkanischen Ausgasung, der Photodissoziation von SO² (dh chemischer Zersetzung durch Wechselwirkung mit Sonnenstrahlung) oder dem Sputtern von Oberflächenablagerungen durch geladene Teilchen aus der Magnetosphäre des Jupiters .

Ähnlich wie Ganymed, Io Erlebnisse des Morgens als Ergebnis geladener Teilchen aus der Magnetosphäre des Jupiter, die mit seiner Atmosphäre wechselwirken. In Ios Fall sind die Polarlichter in der Nähe ihres Äquators am hellsten. Dies liegt daran, dass Io kein intrinsisches Magnetfeld besitzt, wodurch Elektronen, die vom Jupiter wandern, direkt auf seine Atmosphäre treffen.

Außerdem kollidieren mehr Elektronen mit der Atmosphäre von Io, wo die Feldlinien tangential dazu verlaufen (in der Nähe des Äquators), wo sich auch die längsten Säulen atmosphärischen Gases befinden. Es wurden auch schwächere Polarlichter von Sauerstoffatomen entlang des Randes von Io und Natriumatomen auf der Nachtseite von Io beobachtet.

Interaktion mit Jupiters Magnetosphäre:

Io spielt eine bedeutende Rolle bei der Gestaltung des Jupiter-Magnetfeldes. Wenn Jupiter Material aus der Atmosphäre von Io aufhebt – mit einer Geschwindigkeit von 1 Tonne (2000 Pfund) pro Sekunde – geht ein Großteil davon in die Umlaufbahn um Jupiter und bildet eine neutrale Wolke aus Schwefel-, Sauerstoff-, Natrium- und Kaliumatomen.

Diese Teilchen stammen aus der oberen Atmosphäre von Io und werden durch Kollisionen mit Ionen in seiner Plasmatorus – ein Donut-förmiger Ring aus ionisiertem Schwefel, Sauerstoff, Natrium, Chlor und Elektronen, der den Planeten Jupiter umgibt. Dieser Torus wird dadurch verursacht, dass neutrale Atome in der „Wolke“ ionisiert und von der Jupiter-Magnetosphäre mitgenommen werden.

Das Magnetfeld von Jupiter und die die Rotation erzwingende Ströme, wobei Ios Plasmatorus angezeigt wird. Quelle: Wikipedia Commons

Die magnetischen Feldlinien des Jupiter, die Io kreuzt, koppeln die Atmosphäre von Io und die neutrale Wolke an die polare obere Atmosphäre von Jupiter, indem sie einen elektrischen Strom erzeugen, der als Io . bekannt ist Flussrohr . Dieser Strom erzeugt ein Polarlicht in den Polarregionen des Jupiter (das als bekannt ist). ich fußabdruck ) und auch in der Atmosphäre von Io, insbesondere in Äquatornähe (siehe oben).

Die jovianischen Magnetfeldlinien, die an der Ionosphäre von Io vorbeikommen, induzieren auch einen elektrischen Strom, von dem angenommen wird, dass er bis zu 400.000 Volt über sich selbst erzeugen kann, sowie einen elektrischen Strom von 3 Millionen Ampere.

Der Strom erzeugt auch ein induziertes Magnetfeld im Inneren von Io, von dem angenommen wird, dass es in einem teilweise geschmolzenen, silikatischen Magmaozean 50 Kilometer unter seiner Oberfläche erzeugt wird. Ähnliche induzierte Felder wurden innerhalb der anderen Galileischen Monde entdeckt; aber in diesen Fällen werden die Felder in den flüssigen Salzwassermeeren erzeugt, von denen angenommen wird, dass sie in ihrem Inneren existieren.

Erkundung von Io:

Das erste Raumschiff, das Io erreichte, waren die Zwillinge Pionier 10undelf Sonden, die am 3. Dezember 1973 bzw. 2. Dezember 1974 Vorbeiflüge am Mond durchführten. Diese Missionen lieferten wertvolle Daten, die verbesserte Schätzungen von Ios Masse und seiner Zusammensetzung (Silikatgestein statt Wassereis) ermöglichten und darauf hindeuteten, dass er die höchste Dichte der vier Galileischen Satelliten aufwies. DiePionierSchiffe zeigten auch das Vorhandensein einer dünnen Atmosphäre und intensiver Strahlungsgürtel in der Nähe seiner Umlaufbahn.

Mosaik von Voyager 1-Bildern der Südpolarregion von Io, die zwei der zehn höchsten Gipfel von Io umfasst – Euboea Montes (oben rechts) und Haemus Mons (links). Bildnachweis: NASA/JPL/USGS

Die Zwillingssonden Reisen 1 und Reisen 2 passierte Io im Jahr 1979 und machte detailliertere Bilder des Mondes. Diese Bilder waren die ersten, die Ios vielfarbige Landschaft und viele ihrer Merkmale enthüllten. Dazu gehörten das Fehlen von Kratern, seinen vielen Gruben, Bergen und Merkmalen, die Lavaströmen ähneln. Eine weitere Analyse seiner Bilder zeigte mehrere Wolken, was darauf hindeutet, dass Io vulkanisch aktiv war.

Daten aus demReisenMissionen zeigten auch, dass die Oberfläche von Io von Schwefel- und Schwefeldioxidfrösten dominiert wird. Diese Verbindungen dominieren auch seine dünne Atmosphäre und den Plasmatorus, der auf Ios Umlaufbahn zentriert ist. Vergleiche mit Bildern vonReisen 2zeigten auch Veränderungen der Oberfläche zwischen März und Juli an, und dass sieben der neun Plumes währenddessen bemerkt wurdenReisen 1's Vorbeiflug waren noch aktiv.

Die folgende Mission nach Io war die Galilei Raumsonde, die 1995 den Jupiter erreichte und am 7. Dezember einen knappen Vorbeiflug durchführte. Die Begegnung führte zur Entdeckung seines großen Eisenkerns, ähnlich wie bei den anderen terrestrischen Planeten des Sonnensystems.Galileibeobachteten auch die Auswirkungen einer großen Eruption bei Pillan Patera , bestätigte die Zusammensetzung von Vulkanausbrüchen, enthüllte eine große Anzahl aktiver Vulkane und mehrere Oberflächenveränderungen, die zwischen denReisenundGalileiMissionen (und sogar frühere Umlaufbahnen).

DieGalileiMission wurde zweimal verlängert – 1997 und erneut im Jahr 2000 – während dieser Zeit flog die Sonde vor 2002 insgesamt sechsmal an Io vorbei. Beobachtungen während dieser Begegnungen zeigten die geologischen Prozesse, die an den Vulkanen und Bergen von Io abliefen, schlossen die Anwesenheit von a Magnetfeld und zeigte das Ausmaß der vulkanischen Aktivität.

Zeitraffersequenz von Clear-Filter-Bildern von Io während der Sonnenfinsternis vom 1. Januar 2001. Bildnachweis: NASA/JPL/USGS

Im Dezember 2000 wurde die Cassini Raumsonde hatte auf dem Weg zum Saturn eine kurze und entfernte Begegnung mit dem Jupiter-System, was gemeinsame Beobachtungen mit ermöglichteGalilei. Diese Beobachtungen enthüllten eine neue Wolke bei Tvashtar Paterae und lieferten Einblicke in die Polarlichter von Io.

Die Neue Horizonte Raumschiff, auf dem Weg zu Pluto und der Cooper Gürtel , flog am 28. Februar 2007 an Io vorbei. Während der Begegnung wurden zahlreiche Fernbeobachtungen von Io gemacht, darunter Bilder einer großen Wolke bei Tvashtar, die ersten detaillierten Beobachtungen der größten Klasse ionischer Vulkanfahnen, mehrere neue Wolken und Bilder von einem Vulkan in der Nähe Girru Patera das war in den frühen Stadien einer Eruption.

Derzeit sind zwei Missionen für das Jupiter-System geplant, darunter die der NASA Juno Sonde – die am 5. August 2011 gestartet wurde. Im Rahmen ihrer Mission, den Ursprung und die Entwicklung von Jupiter zu untersuchen,Junokonnte die vulkanische Aktivität von Io mit seinem Nahinfrarot-Spektrometer (JIRAM) überwachen.

Die ESA plant Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE)-Mission – deren Start für 2022 geplant ist – wird nicht an Io vorbeifliegen, aber sie wird ihre Instrumente verwenden, um die vulkanische Aktivität von Io zu überwachen und ihre Oberflächenzusammensetzung zwei Jahre lang zu messen, bevor sie in die Umlaufbahn von Ganymed eintaucht.

Künstlerkonzept von JUICE, einem ESA-Konzept für eine Jupiter-Mond-Orbiter-Mission. Bildnachweis: ESA

Die Io Vulkanbeobachter (IVO) war einer von mehreren Vorschlägen im Rahmen der NASA Discovery-Programm dreizehnte Mission. Diese Mission wurde jedoch nicht als einer der fünf Halbfinalisten in Betracht gezogen. Wäre es für die Discovery Mission 13 ausgewählt worden, wäre es 2021 gestartet und hätte ab 2026 mehrere Vorbeiflüge an Io im Orbit um Jupiter durchgeführt.

Io ist wohl einer der faszinierendsten und einzigartigsten aller bekannten Monde. Er ist nicht nur der viertgrößte Mond im Sonnensystem, sondern auch der dichteste aller bekannten Satelliten. Seine mehrfarbige Oberfläche ist die vulkanisch aktivste im Sonnensystem, aber auch sehr kalt und frostig. Weiter oben in seiner dünnen Atmosphäre sind die Bedingungen aufgrund des Vorhandenseins von geladenem Plasma, das auch die Magnetosphäre des Jupiter speist und eine intensive Menge an Elektrizität erzeugt, extrem heiß.

Ohne Zweifel werden zukünftige Generationen von Entdeckern ihre Sonden dorthin schicken, versuchen, die verbleibenden Geheimnisse von Io zu lüften und vielleicht sogar nach Wegen suchen, das induzierte Magnetfeld anzuzapfen. Mit seinen regelmäßigen Eruptionen, der intensiven Strahlung und der feindlichen Oberfläche ist es jedoch eine wahre Gewissheit, dass kein Mensch dies tun wirdjedort Fuß setzen.

Wir haben viele interessante Artikel von Io, Jupiter , und der Galileische Monde hier bei Universe Today. Sie ist eine über ihre viele aktive Vulkane , wie sie sind ' am falschen Ort ', der Erste überhaupt geologische Karte , und sein Atmosphäre .

Weitere Informationen finden Sie in der NASA Erkundung des Sonnensystems und Ansichten des Sonnensystems .