Io (Jupitermaan)

Io is de binnenste van de vier grote manen van de planeet Jupiter en is naar de mythologische figuur Io genoemd. De maan werd op 8 januari 1610 door Galileo Galilei ontdekt. Io is het meest noemenswaardig vanwege haar vulkanische natuur; het is het meest vulkanisch actieve hemellichaam in het zonnestelsel waardoor het op de zon na ook de heetste plek is van ons zonnestelsel. In tegenstelling tot vulkanen op aarde, spuwen vulkanen op Io zwavel of mogelijk zelfs zwaveldioxide. De energie voor deze activiteit wordt waarschijnlijk geleverd door getijdewerkingen tussen Io, Jupiter en twee andere manen van Jupiter, Europa en Ganymedes. Alhoewel Io altijd met dezelfde zijde naar haar moederplaneet wijst, hebben de effecten van Europa en Ganymedes tot gevolg dat de planeet ietwat wiebelt. Dit gewiebel genereert warmte door interne wrijving.

Het vulkanisme op Io werd voor het eerst waargenomen op een foto. De ontdekker van de eerste vulkaan op Io zag een grote uitstulping van de maan op een foto van een Voyager-sonde. De wetenschapper van dienst ging nog eens wat oude banden van Io doornemen, en zag de uitstulping. Aanvankelijk dacht de wetenschapper met een nieuwe maan van doen te hebben, die vlak achter Io opdook. Pas na een tijd kwam de ware aard van de uitstulping naar boven: het was een enorme vulkanische pluim, die meer dan 200 km de hoogte in werd gespoten! De ontdekking van buitenaards actief vulkanisme werd met groot enthousiasme door wetenschappers gadegeslagen. Van sommige van Io’s vulkaanpluimen is gemeten dat zij meer dan 300 km boven het oppervlak uitrijzen voordat het materiaal terug valt, waarbij materiaal met ongeveer een kilometer per seconde uit het oppervlak wordt gespuwd. De vulkanische erupties zijn erg veranderlijk; in slechts vier maanden tussen de aankomst van de Voyager 1 en Voyager 2 stopten sommige erupties en andere begonnen. In de neerslaggebieden rond de kraters werd verder een zichtbaar verschil waargenomen.

Een andere bron van energie is dat Io door Jupiter’s magnetische veldlijnen heen snijdt hetgeen een elektrische stroom veroorzaakt. Alhoewel dit geen grote bron van energie is vergeleken met de verhitting door getijden, zou deze stroom wel eens een vermogen van 1 triljoen watt kunnen dragen met een spanning van 400.000 volt. Het verwijdert bovendien zo’n 1000 kilogram aan zwavelatomen per seconde van Io. Dit materiaal wordt geïoniseerd in een donutvormige wolk van intense straling rond Jupiter, de plasma-torus, welke fel oplicht in het ultraviolet. Zij is zelfs vanaf de aarde waar te nemen. De deeltjes die uit deze torus ontsnappen zijn gedeeltelijk verantwoordelijk voor Jupiter’s ongewoon grote magnetosfeer. Recente gegevens van de Galileo ruimtesonde geven aan dat Io een eigen magnetisch veld zou kunnen hebben. In tegenstelling tot veel andere manen, zou het kunnen dat Io enigszins in samenstelling overeenkomt met de aardse planeten, namelijk gesmolten rots van silicaten. Recente gegevens van de Galileo ruimtesonde geven aan dat Io een ijzeren kern heeft (misschien vermengd met ijzersulfide) van minstens 900 km.

Toen de Voyager 1 in 1979 de eerste beelden van Io terugzond verwachtten wetenschappers talloze kraters te zien, waarbij de dichtheid een idee zou geven over de leeftijd van de maan. Tot hun verbazing kwamen zij tot de ontdekking dat het oppervlak van Io vrijwel geen inslagkraters bevat, het gevolg van het alom aanwezige vulkanisme dat het landschap continu vervormt. Io’s oppervlak wordt, net zoals dat van de Aarde, als “jong” aangeduid omdat de zichtbare kenmerken relatief recent gevormd werden. Dit in schril contrast met hemellichamen als onze maan (zij zijn zwaar getekend door kraterachtige kenmerken) welke beschouwd worden als “oude oppervlakken” omdat zij miljarden jaren in hun huidige vorm zijn gebleven.

Behalve vulkanen bevat het oppervlak van Io niet-vulkanische bergen, velerlei meren van gesmolten zwavel, caldera’s tot enkele kilometers diep en aanzienlijke honderden kilometers lange stroperige vloeistofstromen (mogelijk één of andere vorm van gesmolten zwavel of silicaat). Zwavelverbindingen kunnen velerlei kleuren hebben en dit verklaart het kleurrijk uiterlijk van Io.

Analyse van de Voyager-beelden deden wetenschappers geloven dat de lavastromen vooral bestaan uit gesmolten zwavelverbindingen. Naderhand gaven infraroodstudies op Aarde echter aan dat zij te heet zijn voor vloeibaar zwavel; enkele van de heetste plekken op Io kunnen temperaturen van 2000 Kelvin bereiken (alhoewel het gemiddelde veel lager ligt, zo’n 130 K). Eén van de huidige ideeën is dat Io’s lava gesmolten silicaatrots is. Recente observaties van de Hubble ruimtetelescoop geven aan dat het materiaal rijk aan natrium zou kunnen zijn. Er kunnen op veel locaties verschillende materialen aanwezig zijn.

Io heeft een dunne atmosfeer bestaande uit zwaveldioxide en wellicht andere gassen. In tegenstelling tot de andere Galileische manen bevat Io weinig of geen water. Dit is waarschijnlijk het gevolg van het feit dat Jupiter in de vroege geschiedenis van het zonnestelsel heet genoeg was om de vluchtige elementen in de buurt van Io weg te drijven, maar niet genoeg om dit verder weg te doen.