Io (vệ tinh)

Io (phát âm: ˈaɪoʊ; tiếng Hy Lạp: Ῑώ) là vệ tinh tự nhiên nằm gần nhất trong nhóm bốn vệ tinh Galileo của Sao Mộc và có đường kính 3.642 km, đứng thứ tư về kích thước trong hệ Mặt Trời. Nó được đặt theo tên Io, một nữ tư tế của Hera, người đã trở thành tình nhân của thần Zeus.

Với hơn 400 núi lửa hoạt động, Io là thiên thể có hoạt động địa chất mạnh mẽ nhất trong hệ Mặt Trời. Sự hoạt động này là do nhiệt lượng từ sự ma sát bên trong Io gây ra bởi lực kéo biến đổi của Sao Mộc. Nhiều núi lửa phun ra khói lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide lên tới độ cao 500 km. Bề mặt Io còn được điểm xuyết bởi hơn 100 ngọn núi cao, một số còn nhô lên cao hơn cả Everest trên Trái Đất. Không giống như các vệ tinh khác trong hệ Mặt Trời có lớp băng bao phủ, Io chủ yếu là đá silicat bao quanh lõi sắt hoặc sulfide sắt nóng chảy. Bề mặt của Io chủ yếu là các đồng bằng rộng lớn phủ lớp băng lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide.

Sự hoạt động núi lửa trên Io tạo ra nhiều đặc điểm nổi bật của vệ tinh này. Các cột khói núi lửa và dòng dung nham trên Io làm thay đổi bề mặt và tạo ra nhiều sắc thái màu sắc như đỏ, vàng, trắng, đen và xanh, chủ yếu do các hợp chất lưu huỳnh. Các dòng dung nham lớn, dài hơn 500 km, cũng là một phần đặc trưng của bề mặt. Những hoạt động núi lửa này khiến bề mặt của Io giống như một chiếc bánh pizza. Các chất phun ra từ núi lửa tạo thành một lớp khí quyển mỏng và quyển từ lớn của Sao Mộc.

Io đã có ảnh hưởng lớn trong sự phát triển của thiên văn học vào thế kỷ 17 và 18. Được phát hiện bởi Galileo Galilei vào năm 1610, cùng với các vệ tinh Galile khác, phát hiện này đã giúp mở rộng sự chấp nhận mô hình hệ Mặt Trời của Copernicus, phát triển các định luật chuyển động của Kepler và lần đầu tiên đo được tốc độ ánh sáng. Trước đó, Io chỉ được nhìn thấy như một điểm sáng nhỏ từ Trái Đất, và phải đến cuối thế kỷ 19, đầu thế kỷ 20 con người mới có thể xác định các đặc điểm của nó ở mức độ chi tiết, như các vùng cực đỏ và các vùng xích đạo sáng. Vào năm 1979, hai tàu vũ trụ Voyager đã phát hiện Io là một thế giới với hoạt động địa chất mạnh mẽ, với nhiều núi lửa và một bề mặt trẻ tuổi không có dấu vết của va chạm. Tàu Galileo đã thực hiện nhiều chuyến bay gần vào những năm 1990 và đầu 2000, thu thập dữ liệu về cấu trúc bên trong và bề mặt của Io. Những chuyến bay này đã phát hiện mối quan hệ giữa từ quyển của Sao Mộc và vệ tinh Io cũng như sự tồn tại của vành đai bức xạ trung tâm quanh quỹ đạo Io. Việc khám phá Io vẫn tiếp tục trong những tháng đầu năm 2007 với chuyến bay ngang qua của tàu vũ trụ New Horizons hướng tới Sao Diêm Vương.

Tên gọi

Mặc dù Simon Marius không phải là người duy nhất phát hiện các vệ tinh Galile, nhưng những cái tên ông đặt cho các vệ tinh này vẫn được sử dụng. Trong cuốn Mundus Jovialis xuất bản năm 1614, ông đã đặt tên cho vệ tinh gần nhất của Sao Mộc theo một nhân vật trong thần thoại Hy Lạp là Io, một trong những người tình của thần Zeus (hay Jupiter trong thần thoại La Mã). Mặc dù những cái tên này không được ưa chuộng ngay lập tức và phải đến giữa thế kỷ 20 mới được sử dụng phổ biến, trước đó Io chỉ đơn giản được gọi theo số định danh La Mã, là 'Jupiter I', hay đơn giản là 'vệ tinh đầu tiên của Sao Mộc'.

Các đặc điểm trên Io được đặt tên theo các nhân vật và địa điểm trong thần thoại Io, cũng như các nữ thần lửa, núi lửa, Mặt Trời, thần sấm từ nhiều truyền thuyết khác nhau, và các nhân vật trong phần Inferno của Dante, phù hợp với đặc trưng núi lửa của bề mặt. Kể từ khi bề mặt của nó được quan sát gần bởi Voyager 1, Liên minh Thiên văn Quốc tế đã chính thức thông qua 225 tên gọi cho các núi lửa, núi, cao nguyên và các đặc điểm phản chiếu lớn trên Io. Các tên gọi được thông qua cho Io bao gồm patera (vùng lõm núi lửa), mons, mensa, planum và tholus (nhiều loại núi với các đặc điểm như kích thước, hình dạng và độ cao quyết định thuật ngữ sử dụng), fluctus (dòng dung nham), vallis (kênh dung nham), regio (đặc điểm phản chiếu lớn) và active eruptive center (trung tâm hoạt động núi lửa, nơi dấu hiệu phun khói chỉ ra hoạt động núi lửa ở một núi lửa cụ thể). Các ví dụ về các đặc điểm được đặt tên bao gồm Prometheus, Pan Mensa, Tvashtar Paterae và Tsũi Goab Fluctus.

Lịch sử quan sát

Việc quan sát Io lần đầu tiên được công bố bởi Galileo Galilei vào ngày 7 tháng 1 năm 1610. Khám phá Io cùng với các vệ tinh Galile khác của Sao Mộc được công bố trong cuốn Sidereus Nuncius của Galileo vào tháng 3 năm 1610. Trong cuốn Mundus Jovialis xuất bản năm 1614, Simon Marius tuyên bố đã phát hiện Io và các vệ tinh của Sao Mộc vào năm 1609, trước một tuần so với Galileo. Galileo nghi ngờ và cho rằng Marius đã sao chép công trình của mình. Vì Galileo đã công bố trước Marius, nên ông thường được công nhận là người phát hiện ra Io.

Trong hai thế kỷ rưỡi tiếp theo, Io không được nghiên cứu thêm, chỉ đơn thuần là một điểm sáng yếu trong kính thiên văn của các nhà thiên văn học. Vào thế kỷ 17, Io và các vệ tinh Galile khác được sử dụng cho nhiều mục đích như giúp các nhà hàng hải xác định kinh độ, chứng minh định luật thứ ba của Kepler và đo thời gian ánh sáng di chuyển giữa Sao Mộc và Trái Đất. Dựa trên các lịch thiên văn của Giovanni Cassini và những người khác, Pierre-Simon Laplace đã phát triển lý thuyết toán học giải thích sự cộng hưởng quỹ đạo của Io, Europa và Ganymede. Sự cộng hưởng này sau đó đã được chứng minh có ảnh hưởng lớn đến địa chất của ba vệ tinh này.

Sự tiến bộ trong kỹ thuật kính thiên văn vào cuối thế kỷ 19 và đầu thế kỷ 20 đã cho phép các nhà thiên văn học quan sát các đặc điểm chi tiết trên bề mặt Io. Vào thập niên 1890, Edward E. Barnard là người đầu tiên quan sát sự thay đổi ánh sáng của Io ở các vùng cực và xích đạo, và đúng rằng sự khác biệt màu sắc và độ phản chiếu là do sự khác biệt thực sự giữa hai vùng, không phải do hình dạng hình trứng hay sự tồn tại của hai vật thể riêng biệt như Barnard từng nghĩ. Các quan sát sau đó xác nhận rằng các vùng cực đỏ xám và dải trắng-vàng ở xích đạo là những đặc điểm riêng biệt. Vào giữa thế kỷ 20, các quan sát kính thiên văn đã phát hiện những đặc điểm tự nhiên bất thường trên Io. Quang phổ cho thấy bề mặt Io không có nước đá (chất phổ biến trên các vệ tinh Galile khác). Thay vào đó, bề mặt chủ yếu được bao phủ bởi sự kết hợp của muối natri và lưu huỳnh từ các vụ phun núi lửa. Quan sát bằng kính thiên văn vô tuyến cho thấy Io ảnh hưởng đến từ quyển của Sao Mộc, được chứng minh qua các sóng đêcamét gắn liền với chu kỳ quỹ đạo của Io.

Pioneer

Các tàu thăm dò đầu tiên tiếp cận Io là Pioneer 10 và Pioneer 11, lần lượt vào ngày 3 tháng 12 năm 1973 và 2 tháng 12 năm 1974. Các thí nghiệm vô tuyến trên hai tàu này đã cung cấp ước lượng chính xác hơn về khối lượng và kích thước của Io, cho thấy Io có mật độ cao nhất trong các vệ tinh Galile và chủ yếu được cấu tạo từ đá silicat thay vì nước đá. Hai tàu Pioneer cũng phát hiện một lớp khí quyển mỏng trên Io cùng với các vành đai bức xạ lớn gần quỹ đạo của vệ tinh này. Tàu Pioneer 11 đã chụp được bức ảnh duy nhất về vùng cực bắc của Io, nhưng các dự định chụp ảnh cận cảnh của Pioneer 10 không thành công do môi trường bức xạ cao.

Voyager

Khi hai tàu Voyager 1 và Voyager 2 tiếp cận Io vào năm 1979, hệ thống camera tiên tiến của chúng đã cung cấp các hình ảnh chi tiết hơn nhiều. Voyager 1 bay qua Io vào ngày 5 tháng 3 năm 1979 từ khoảng cách 20.600 km (12.800 dặm). Những hình ảnh được gửi về cho thấy bề mặt của Io với nhiều màu sắc khác nhau và không có dấu hiệu của các hố va chạm. Các bức ảnh có độ phân giải cao nhất hé lộ một bề mặt tương đối trẻ với các hố lõm hình thù kỳ lạ, những ngọn núi cao chót vót hơn cả Everest, và các đặc điểm giống như dòng chảy dung nham núi lửa.

Một thời gian ngắn sau khi tiếp cận, kỹ sư hình ảnh của Voyager, Linda A. Morabito, phát hiện một đám 'khói' phát ra từ bề mặt Io trong một bức ảnh. Phân tích các bức ảnh khác gửi về từ Voyager 1 cho thấy có chín đám khói rải rác trên bề mặt, chứng tỏ Io có hoạt động núi lửa. Kết luận này đã được Stan J. Peale, Patrick Cassen và R. T. Reynolds dự đoán trong một nghiên cứu công bố ngay trước khi Voyager 1 đến Io. Họ đã tính toán rằng Io trải qua quá trình phát nhiệt thủy triều mạnh do cộng hưởng quỹ đạo với Europa và Ganymede. Dữ liệu từ chuyến bay này cho thấy bề mặt Io chủ yếu được bao phủ bởi băng lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide, các hợp chất cũng chiếm ưu thế trong khí quyển mỏng và đường gờ plasma quanh quỹ đạo Io, như đã được Voyager phát hiện.

Voyager 2 tiếp cận Io vào ngày 9 tháng 7 năm 1979 từ khoảng cách 1.130.000 km (702.150 dặm). Mặc dù không gần như Voyager 1, so sánh các hình ảnh của hai tàu cho thấy nhiều thay đổi trên bề mặt đã xảy ra trong năm tháng giữa hai chuyến thăm. Quan sát khi Io xuất hiện như một vành trăng lưỡi liềm khi Voyager 2 rời khỏi hệ Sao Mộc cho thấy các đám khói từ tháng 3 vẫn hoạt động, ngoại trừ núi lửa Pele đã tắt trong thời gian này.

Galileo

Tàu vũ trụ Galileo đến Sao Mộc vào năm 1995 sau chuyến bay dài 6 năm từ Trái Đất, tiếp nối các khám phá của Voyager và các quan sát từ Trái Đất trong thời gian đó. Vị trí của Io trong một trong những vành đai bức xạ mạnh của Sao Mộc khiến chuyến bay gần kéo dài, nhưng Galileo đã thực hiện một chuyến bay gần trước khi vào quỹ đạo hai năm để nghiên cứu hệ Sao Mộc. Mặc dù không có hình ảnh nào từ chuyến bay này, lần tiếp cận đã mang lại kết quả quan trọng, như phát hiện một lõi sắt lớn tương tự như lõi của các hành tinh đất đá trong hệ Mặt Trời. Dù không có hình ảnh chi tiết và vấn đề cơ khí hạn chế lượng dữ liệu thu thập, nhiều phát hiện quan trọng đã được thực hiện, như quan sát hiệu ứng từ một vụ phun trào lớn tại Pillan Patera và xác nhận các sản phẩm núi lửa là hỗn hợp macma silicat và lưu huỳnh. Hình ảnh từ xa chụp Io trong nhiệm vụ đầu tiên cho thấy hoạt động núi lửa lớn và sự thay đổi bề mặt giữa các lần bay của Voyager và Galileo.

Chuyến phi hành của Galileo đã được gia hạn hai lần vào năm 1997 và 2000. Trong các đợt gia hạn, tàu vũ trụ đã lướt qua Io ba lần vào cuối năm 1999, đầu năm 2000 và ba lần vào cuối năm 2001, đầu năm 2002. Những quan sát từ các lần tiếp cận này cho thấy hoạt động địa chất đang diễn ra tại các núi lửa và ngọn núi của Io, xác minh không có từ trường và tầm quan trọng của hoạt động núi lửa. Vào tháng 12 năm 2000, tàu Cassini đã thực hiện một chuyến tiếp cận ngắn với hệ Sao Mộc khi trên đường đến Sao Thổ, cho phép quan sát đồng thời với Galileo. Những quan sát này phát hiện các đám khói mới tại Tvashtar Paterae và cung cấp cái nhìn sâu về cực quang của Io.

Các quan sát sau này

Sau khi Galileo bùng nổ trong khí quyển Sao Mộc vào tháng 9 năm 2003, các quan sát mới về hoạt động núi lửa trên Io đã được thực hiện bằng kính thiên văn trên Trái Đất. Đặc biệt, các hình ảnh từ kính thiên văn Keck ở Hawaii với công nghệ quang học thích ứng và từ kính thiên văn Hubble đã cho phép các nhà thiên văn học theo dõi các núi lửa hoạt động trên Io. Những hình ảnh này giúp các nhà khoa học giám sát hoạt động núi lửa trên Io ngay cả khi không có tàu vũ trụ trong hệ Sao Mộc. Tàu vũ trụ New Horizons, đang trên đường đến Sao Diêm Vương và vành đai Kuiper, đã bay qua hệ Sao Mộc và Io vào ngày 28 tháng 2 năm 2007. Trong lần tiếp cận này, nhiều quan sát từ xa về Io đã được thực hiện. Kết quả ban đầu bao gồm hình ảnh của một đám khói lớn tại Tvashtar, cung cấp cái nhìn đầu tiên về lớp khói núi lửa lớn nhất của Io kể từ đám khói Pele năm 1979. New Horizons cũng ghi lại hình ảnh của một núi lửa gần Girru Patera trong giai đoạn đầu của một vụ phun trào, và cho thấy nhiều vụ phun trào núi lửa đã xảy ra từ thời Galileo.

Phi vụ duy nhất sắp tới đã được lên kế hoạch cho hệ Sao Mộc, Juno, không có thiết bị chụp ảnh đủ mạnh để thực hiện nghiên cứu bề mặt Io. Dự án Europa/Hệ Sao Mộc, một sáng kiến liên kết giữa NASA và ESA hiện đang ở giai đoạn nghiên cứu ý tưởng, sẽ có khả năng nghiên cứu Io từ xa cũng như thực hiện bốn lần bay ngang qua. Nếu được phê duyệt bởi hai cơ quan vũ trụ này, các tàu vũ trụ dự kiến sẽ đến hệ Sao Mộc trong khoảng thời gian 2021-2024. Một phi vụ khác có thể được thực hiện, Io Volcanic Observer, dự kiến vào năm 2013 với mục tiêu nghiên cứu khoa học và nhiều lần bay ngang qua Io trong khi thực hiện quỹ đạo quanh Sao Mộc, tuy nhiên vào thời điểm hiện tại (2008), dự án này vẫn chỉ ở giai đoạn nghiên cứu ý tưởng.

Quỹ đạo

Io quay quanh Sao Mộc ở khoảng cách 421.700 km (262.000 dặm) từ tâm hành tinh hoặc 350.000 km (217.000 dặm) từ đỉnh các đám mây. Là vệ tinh gần Sao Mộc nhất trong nhóm các vệ tinh Galile, quỹ đạo của Io nằm giữa quỹ đạo của Thebe và Europa. Trong số các vệ tinh nội của Sao Mộc, Io đứng thứ năm tính từ trong ra ngoài. Io mất 42,5 giờ để hoàn thành một vòng quay quanh Sao Mộc, nhanh đến mức sự di chuyển của nó có thể quan sát được chỉ trong một đêm. Io có cộng hưởng quỹ đạo với Europa theo tỷ lệ 2:1 và với Ganymede theo tỷ lệ 4:1, hoàn thành hai vòng quanh Sao Mộc khi Europa thực hiện một vòng và bốn vòng khi Ganymede hoàn thành một vòng. Sự cộng hưởng này duy trì độ lệch tâm quỹ đạo của Io (0,0041) và cung cấp nguồn nhiệt chủ yếu cho hoạt động địa chất của nó (xem phần 'Nhiệt thủy triều' để biết thêm chi tiết). Nếu không có sự lệch tâm này, quỹ đạo của Io sẽ trở thành hình tròn do sự tiêu hao thủy triều, làm giảm hoạt động địa chất của nó. Giống như các vệ tinh Galile khác của Sao Mộc và Mặt Trăng của Trái Đất, Io quay đồng bộ với chu kỳ quỹ đạo của nó, luôn giữ một mặt hướng về Sao Mộc.

Ảnh hưởng của từ quyển Sao Mộc

Io đóng vai trò quan trọng trong việc hình thành từ trường của Sao Mộc. Quyển từ của Sao Mộc làm sạch khí và bụi khỏi khí quyển mỏng của Io với tốc độ 1 tấn mỗi giây. Các vật liệu này chủ yếu bao gồm lưu huỳnh, oxy và clo ion hóa, natri và kali nguyên tử, lưu huỳnh dioxide và lưu huỳnh phân tử, cùng bụi chloride natri. Những vật liệu này có nguồn gốc từ hoạt động núi lửa của Io, nhưng chúng thoát khỏi từ trường của Sao Mộc vào không gian liên hành tinh và trực tiếp đi vào khí quyển của Io. Tùy thuộc vào tình trạng ion hóa và thành phần của chúng, các vật liệu này tạo thành các đám mây trung tính (không ion hóa) và vành đai bức xạ trong quyển từ của Sao Mộc, và trong một số trường hợp, chúng cuối cùng bị bắn ra khỏi hệ Sao Mộc.

Xung quanh Io (ở khoảng cách gấp 6 lần bán kính của Io từ bề mặt vệ tinh) là một đám mây bao gồm các nguyên tử lưu huỳnh, oxy, natri và kali trung tính. Các nguyên tử này có nguồn gốc từ khí quyển trên của Io nhưng bị kích thích bởi các va chạm với các ion trong đường rìa plasma (được thảo luận bên dưới) và các quá trình khác vào quyển Hill của Io, khu vực mà lực hấp dẫn của vệ tinh này vượt trội so với lực hấp dẫn của Sao Mộc. Một số vật liệu này thoát khỏi lực kéo hấp dẫn của Io và đi vào quỹ đạo quanh Sao Mộc. Sau một chu kỳ 20 giờ, các phân tử tạo thành một hình dạng giống như quả chuối, đám mây trung tính có thể mở rộng đến khoảng cách 6 lần bán kính Sao Mộc từ Io, bao gồm cả phía trong và phía ngoài quỹ đạo của Io. Quá trình va chạm kích thích các phân tử này và đôi khi cung cấp các ion natri trong quầng plasma với một electron, đẩy các phần tử trung tính mới ra khỏi quầng. Tuy nhiên, các phân tử này vẫn giữ vận tốc của chúng (70 km/s, so với tốc độ quỹ đạo 17 km/s của Io), khiến chúng bị bắn ra khỏi Io.

Io di chuyển qua một vành đai bức xạ mạnh mẽ gọi là quầng plasma Io. Plasma trong vòng hình bánh này bao gồm lưu huỳnh ion hóa, oxy, natri, và clo, được sinh ra khi các nguyên tử trung tính trong đám mây bao quanh Io bị ion hóa và cuốn đi bởi quyển từ của Sao Mộc. Không giống như các phân tử trong đám mây trung tính, các phân tử này cùng quay với quyển từ của Sao Mộc, di chuyển quanh Sao Mộc với tốc độ 74 km/s. Quầng plasma nghiêng so với xích đạo Sao Mộc (và mặt phẳng quỹ đạo của Io), khiến Io đôi khi nằm dưới hoặc trên quỹ đạo của quầng plasma. Các ion với tốc độ và năng lượng cao góp phần vào việc cuốn đi các nguyên tử trung tính và phân tử trong khí quyển Io, làm gia tăng đám mây trung tính. Quầng plasma gồm ba phần: một quầng 'ấm' bên ngoài gần quỹ đạo Io, một vùng 'ruy băng' kéo dài với vùng nguồn trung tính và plasma lạnh, và một quầng 'lạnh' bên trong với các hạt chuyển động xoắn ốc chậm về phía Sao Mộc. Sau khoảng 40 ngày trong quầng, các hạt trong quầng 'ấm' thoát ra và một phần gây ra quyển từ bất thường của Sao Mộc, làm phẳng quyển từ từ bên trong. Các biến đổi trong plasma quyển từ đã được tàu New Horizons phát hiện ở sâu trong đuôi từ. Để nghiên cứu những biến đổi này, các nhà nghiên cứu đã đo ánh sáng bước sóng cực tím phát ra. Mặc dù không hoàn toàn liên quan đến hoạt động núi lửa của Io, sự liên quan này đã được xác định trong đám mây natri trung tính.

Trong cuộc tiếp xúc với Sao Mộc năm 1992, tàu vũ trụ Ulysses đã phát hiện một dòng bụi được phun ra từ hệ Sao Mộc. Các hạt bụi trong dòng này bay với tốc độ lên đến hàng trăm km/s, có kích thước trung bình 10 μm, và chủ yếu là chloride natri. Các quan sát của bụi từ Galileo cho thấy chúng xuất phát từ Io, nhưng cơ chế chính xác của sự hình thành chúng, có thể từ hoạt động núi lửa hoặc vật liệu bị bắn ra từ bề mặt Io, vẫn chưa được làm rõ.

Các đường từ trường của Sao Mộc, mà Io di chuyển qua, kết nối Io với khí quyển phía trên cực của Sao Mộc thông qua một dòng điện gọi là ống thông lượng của Io. Dòng điện này tạo ra các cực quang sáng tại các cực của Sao Mộc, được gọi là dấu chân Io, cũng như cực quang trong khí quyển của Io. Các phân tử từ cực quang tương tác làm tối các vùng cực của Sao Mộc ở bước sóng ánh sáng nhìn thấy. Vị trí của Io và dấu chân cực quang của nó tương tự như ảnh hưởng của Trái Đất và Sao Mộc đối với bức xạ sóng vô tuyến từ Sao Mộc. Khi Io được quan sát, tín hiệu vô tuyến từ Sao Mộc tăng mạnh. Phi vụ Juno được lên kế hoạch cho thập kỷ tới có thể giúp làm rõ những quá trình này.

Hình dạng

Io có kích thước nhỉnh hơn so với Mặt Trăng của Trái Đất. Với bán kính trung bình 1.821,3 km (lớn hơn bán kính Mặt Trăng khoảng 5%) và khối lượng 8,9319×10^22 kg (nặng hơn Mặt Trăng khoảng 21%), Io đứng sau Ganymede và Callisto về cả khối lượng lẫn thể tích trong số các vệ tinh Galile, nhưng lại đứng trước Europa.

Cấu trúc bên trong

Io chủ yếu cấu tạo từ đá silicat và sắt, tương tự như các hành tinh đất đá hơn là các vệ tinh ngoài hệ Mặt Trời vốn chủ yếu là nước đóng băng và silicat. Với mật độ 3,5275 g/cm³, Io có mật độ cao nhất trong số các vệ tinh trong hệ Mặt Trời, lớn hơn các vệ tinh Galile khác và Mặt Trăng của Trái Đất. Các mô hình dựa trên các đo đạc từ Voyager và Galileo về khối lượng, bán kính và hệ số hấp dẫn bốn cực cho thấy Io có cấu trúc phân dị với lớp vỏ và lớp phủ ngoài giàu silicat và một lõi bên trong giàu sắt hoặc sulfide sắt. Lõi kim loại chiếm khoảng 20% khối lượng của Io. Dựa trên khối lượng lưu huỳnh trong lõi, nếu lõi chủ yếu là sắt, bán kính của nó vào khoảng 350 đến 650 km (220 đến 400 dặm); nếu lõi là hỗn hợp sắt và lưu huỳnh, bán kính của nó là từ 550 đến 900 km (310 đến 560 dặm). Các thiết bị của Galileo không phát hiện được từ trường bên trong Io, gợi ý rằng lớp lõi không có sự đối lưu.

Mô hình thành phần bên trong của Io cho thấy lớp phủ có ít nhất 75% khoáng chất forsterit giàu magnesi, với thành phần tương tự như các thiên thạch L-chondrit và LL-chondrit, có hàm lượng sắt cao hơn (so với silic) so với Mặt Trăng và Trái Đất, nhưng thấp hơn Sao Hỏa. Để giải thích cho dòng nhiệt cao quan sát được trên Io, có thể 10–20% lớp phủ của Io đã nóng chảy, mặc dù các khu vực có hoạt động núi lửa nhiệt độ cao có thể có tỷ lệ nóng chảy cao hơn. Thạch quyển của Io, bao gồm bazan và lưu huỳnh lắng đọng từ hoạt động núi lửa mạnh mẽ, có độ dày ít nhất 12 km (7 dặm), nhưng dường như chưa tới 40 km (25 dặm).

Nhiệt lượng thủy triều

Khác với Mặt Trăng của Trái Đất, nguồn nhiệt chính bên trong Io không đến từ sự phân rã đồng vị hạt nhân mà từ sự mài mòn thủy triều, do sự cộng hưởng quỹ đạo với Europa và Ganymede. Nguồn nhiệt này phụ thuộc vào khoảng cách của Io với Sao Mộc, độ lệch tâm quỹ đạo, cấu trúc bên trong và tình trạng vật lý của nó. Cộng hưởng Laplace với Europa và Ganymede giúp duy trì độ lệch tâm của Io và ngăn không cho sự mài mòn thủy triều làm cho quỹ đạo của nó trở nên tròn. Sự cộng hưởng này cũng giữ khoảng cách của Io với Sao Mộc; nếu không có nó, thủy triều trên Sao Mộc sẽ từ từ đẩy Io ra xa hành tinh mẹ. Sự khác biệt theo chiều dọc trong bướu thủy triều của Io có thể lên tới 100 m (330 ft) giữa điểm xa nhất và gần nhất trên quỹ đạo của nó. Sự ma sát từ mài mòn thủy triều do sự khác biệt trong lực kéo này, nếu không có cộng hưởng quỹ đạo, sẽ làm cho quỹ đạo của Io trở nên tròn, tạo ra nhiệt thủy triều mạnh bên trong, làm nóng chảy lớp phủ và lõi của vệ tinh. Nguồn năng lượng này lớn hơn gấp 200 lần so với năng lượng từ sự phân rã phóng xạ. Nhiệt lượng này được giải phóng qua hoạt động núi lửa, tạo ra dòng nhiệt lớn quan sát được (tổng cộng: 0,6 đến 1,6×10^13 W). Các mô hình quỹ đạo chỉ ra rằng lượng nhiệt thủy triều bên trong Io thay đổi theo thời gian và hiện tại không phản ánh mức độ trung bình lâu dài.

Bề mặt

Khi các nhà khoa học xem các bức ảnh đầu tiên của Io từ Voyager 1, họ mong đợi thấy nhiều hố va chạm tương tự như trên bề mặt Mặt Trăng, Sao Hỏa và Sao Thủy. Mật độ của các hố va chạm sẽ cho biết độ tuổi của vệ tinh này. Tuy nhiên, họ đã bất ngờ khi phát hiện bề mặt Io gần như không có hố va chạm, mà thay vào đó là các đồng bằng phẳng với một số dãy núi cao, có nhiều hình dạng và kích thước, cùng các dòng dung nham núi lửa. So với hầu hết các thiên thể đã được quan sát vào thời điểm đó, bề mặt của Io được phủ bởi nhiều vật liệu đa sắc (khiến Io được ví như một quả cam thối hoặc một chiếc bánh pizza) từ các hợp chất lưu huỳnh. Việc không có hố va chạm cho thấy bề mặt Io vẫn còn trẻ về mặt địa chất, giống như bề mặt đất; các vật liệu núi lửa liên tục lấp đầy các hố va chạm ngay khi chúng xuất hiện. Phát hiện này đã được xác nhận với ít nhất chín núi lửa đang hoạt động mà Voyager 1 quan sát.

Ngoài các núi lửa, bề mặt Io còn có nhiều ngọn núi không phải núi lửa, hồ lưu huỳnh nóng chảy, các hõm chảo sâu vài kilômét, và nhiều dòng chảy chất lỏng có độ nhớt thấp (có thể bao gồm lưu huỳnh nóng chảy hoặc silicat), kéo dài hàng trăm kilômét.

Sự đa dạng màu sắc trên bề mặt Io là kết quả của nhiều loại vật liệu do hoạt động núi lửa mạnh mẽ của nó tạo ra. Các vật liệu này bao gồm silicat (như octopyroxen), lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide. Băng lưu huỳnh dioxide phân bố khắp bề mặt Io, tạo thành các vùng rộng lớn phủ lớp màu trắng hoặc xám. Lưu huỳnh xuất hiện ở nhiều khu vực khác nhau, tạo ra các vùng màu vàng và xanh. Ở các vùng vĩ độ trung và vùng cực, lưu huỳnh thường bị phân hủy bởi bức xạ, phá vỡ cấu trúc lưu huỳnh chuỗi 8 (S8) thông thường. Tác động của bức xạ này tạo ra các vùng cực màu đỏ nâu trên Io.

Khi núi lửa phun trào, thường là dưới dạng các đám khói hình nấm, bề mặt Io được bao phủ bởi các lớp vật liệu lưu huỳnh và silicat. Các lắng đọng khói trên Io thường có màu đỏ hoặc trắng tùy thuộc vào thành phần lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide trong khói. Thông thường, các đám khói hình thành tại các miệng phun núi lửa từ dung nham khử khí chứa nhiều S₂, tạo ra lớp lắng đọng hình quạt đỏ hoặc những vòng tròn đỏ lớn (thường rộng hơn 450 km từ tâm miệng núi lửa). Một ví dụ nổi bật là vòng tròn đỏ khói lắng đọng quanh núi lửa Pele. Những lắng đọng màu đỏ chủ yếu là lưu huỳnh (thường dưới dạng phân tử lưu huỳnh chuỗi 3- và 4-), lưu huỳnh dioxide, và có thể cả Cl₂SO₂. Các đám khói hình thành ở rìa ngoài của các dòng chảy dung nham silicat (do tương tác giữa dung nham và các chất lắng đọng lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide đã có từ trước) tạo ra các trầm tích màu trắng hoặc xám.

Bản đồ phân bố thành phần và mật độ cao của Io cho thấy rằng vệ tinh này hầu như không chứa nước, mặc dù có thể có một số túi nước đóng băng nhỏ hoặc khoáng chất hydrat hóa, đặc biệt là ở sườn phía tây bắc của núi Gish Bar Mons. Nguyên nhân thiếu nước có thể do Sao Mộc trong giai đoạn đầu của hệ Mặt Trời quá nóng, đã đẩy hết các chất dễ bay hơi như nước ra khỏi khu vực xung quanh Io, nhưng không đủ nóng để ảnh hưởng đến khoảng cách xa hơn.

Sự chênh lệch quỹ đạo cưỡng bức trên Io đã làm cho vệ tinh này trở thành một trong những thiên thể có hoạt động núi lửa mạnh mẽ nhất trong hệ Mặt Trời, với hàng trăm trung tâm núi lửa và các dòng dung nham khổng lồ. Trong các đợt phun trào lớn, các dòng dung nham có thể kéo dài hàng chục đến hàng trăm kilômét, chủ yếu là dung nham bazan silicat với các thành phần mafic hoặc siêu mafic (giàu magnesi). Các hoạt động núi lửa này thổi lên lưu huỳnh, khí lưu huỳnh dioxide và các vật liệu mạt vụn núi lửa silicat (như tro) lên đến độ cao 500 km (310 dặm) vào không gian, tạo ra những đám khói lớn hình nấm, khiến bề mặt Io loang lổ màu đỏ, đen và trắng, đồng thời cung cấp vật liệu cho khí quyển mỏng của Io cũng như quyển từ lớn của Sao Mộc.

Bề mặt Io có nhiều vùng lõm núi lửa được gọi là paterae. Các paterae thường có đáy phẳng và được bao quanh bởi các bức tường dốc. Những đặc điểm này tương tự như các hõm chảo núi lửa trên Trái Đất, nhưng chưa rõ chúng có được hình thành sau sự sụp đổ của một buồng dung nham trống như các hõm chảo trên Trái Đất hay không. Một giả thuyết cho rằng các đặc điểm này được tạo thành do sự hoạt động của các sill núi lửa, với vật liệu bên trên đã bị thổi ra hoặc tích hợp vào sill. Không giống như các đặc điểm tương tự trên Trái Đất và Sao Hỏa, các vùng lõm này không nằm trên đỉnh của các núi lửa hình khiên và thường lớn hơn nhiều, với đường kính trung bình là 41 km (25 dặm), và vùng lõm lớn nhất là Loki Patera với đường kính 202 km (126 dặm). Dù cơ chế hình thành có như thế nào, hình thái và phân bố của các vùng lõm cho thấy chúng có cấu trúc có kiểm soát, với ít nhất một nửa được bao quanh bởi các phay đứt đoạn hoặc những ngọn núi. Những nơi này thường là điểm phun trào núi lửa, hoặc từ các dòng dung nham trải dài trên bề mặt paterae, như tại điểm phun trào Gish Bar Patera năm 2001, hoặc dưới dạng hồ dung nham. Các hồ dung nham trên Io thường có lớp vỏ dung nham liên tục đảo ngược, như ở hồ Pele, hoặc lớp vỏ đảo ngược theo chu kỳ, như ở hồ Loki.

Các dòng dung nham là một trong những kiểu địa hình núi lửa đặc trưng của Io. Magma phun trào từ các miệng phun ở đáy paterae hoặc trên các đồng bằng qua các vết nứt, hình thành các dòng dung nham phồng lên và phức tạp, tương tự như các dòng nham thạch quan sát được ở Kilauea, Hawaii. Hình ảnh từ tàu vũ trụ Galileo đã ghi lại nhiều dòng dung nham lớn trên Io, như tại núi lửa Prometheus và Amirani, hình thành qua sự tích tụ của các dòng nham thạch nhỏ trên các lớp dung nham cũ. Những vụ phun trào dung nham lớn hơn cũng đã được quan sát, chẳng hạn như sự di chuyển của dòng dung nham Prometheus lên đến 75 đến 95 km (47 đến 59 dặm) giữa các lần quan sát của Voyager năm 1979 và Galileo năm 1996. Một vụ phun trào lớn năm 1997 đã tạo ra hơn 00 km² (1.350 dặm vuông) dung nham và làm đầy đáy của Pillan Patera gần đó.

Phân tích hình ảnh từ Voyager đã dẫn các nhà khoa học đến kết luận rằng các dòng dung nham chủ yếu được tạo thành từ các hợp chất lưu huỳnh nóng chảy. Tuy nhiên, các nghiên cứu hồng ngoại sau này từ Trái Đất và đo đạc của tàu vũ trụ Galileo đã chỉ ra rằng các dòng dung nham là hợp chất bazan với thành phần mafic đến siêu mafic. Giả thuyết này dựa trên các đo đạc nhiệt độ ở các 'điểm nóng' trên Io, hay các khu vực phun trào nhiệt, cho thấy nhiệt độ ít nhất là 1.300 K và một số nơi lên đến 1.600 K. Các ước tính ban đầu về nhiệt độ phun trào đạt đến 2.000 K đã bị bác bỏ do các mô hình nhiệt không chính xác được sử dụng để đo nhiệt độ.

Khám phá các đám khói tại núi lửa Pele và Loki là bằng chứng đầu tiên cho thấy Io có hoạt động địa chất. Những đám khói này thường hình thành khi các chất dễ bay hơi như lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide bị các núi lửa phun lên không khí với tốc độ lên đến 1 km/s (0,6 dặm/s). Các vật liệu khác có thể xuất hiện trong đám khói núi lửa bao gồm natri, kali và clo. Những đám khói này có thể được hình thành theo hai cách. Các đám khói lớn nhất trên Io xuất hiện khi khí lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide thoát ra từ magma đang phun trào tại các miệng núi lửa hoặc hồ dung nham, thường kéo theo vật liệu silicat dung nham núi lửa. Những đám khói này tạo thành các lớp lắng đọng màu đỏ (do lưu huỳnh chuỗi ngắn) và đen (do silicat núi lửa) trên bề mặt. Đây là những đám khói lớn nhất được phát hiện trên Io, tạo thành các vòng tròn đỏ với đường kính trên 1.000 km (620 dặm). Ví dụ về loại khói này bao gồm núi lửa Pele, Tvashtar và Dazhbog. Một loại khói khác được hình thành khi các dòng dung nham làm bốc hơi lớp băng lưu huỳnh dioxide bên dưới, khiến lưu huỳnh thoát ra và bay lên không trung. Loại khói này thường tạo thành các lắng đọng màu sáng, hình tròn bằng lưu huỳnh dioxide, với độ cao không vượt quá 100 km (62 dặm), và là các đám khói tồn tại lâu nhất trên Io. Các ví dụ bao gồm núi lửa Prometheus, Amirani và Masubi.

Io sở hữu từ 100 đến 150 ngọn núi với chiều cao trung bình khoảng 6 km (4 dặm) và có thể đạt tối đa 17,5 ± 1,5 km (10,9 ± 1 dặm) tại phía nam Boösaule Montes. Những dãy núi này thường có kích thước đồ sộ (trung bình dài khoảng 157 km) và thường là những cấu trúc riêng lẻ, không có mô hình kiến tạo tổng thể rõ ràng như các núi trên Trái Đất. Để chịu được khối lượng địa hình lớn như vậy, các ngọn núi này chủ yếu được cấu tạo từ đá silicat thay vì lưu huỳnh.

Mặc dù núi lửa hoạt động mạnh là nguyên nhân chính tạo nên đặc trưng bề mặt của Io, hầu hết các ngọn núi trên đây là kết quả của các quá trình kiến tạo chứ không phải do núi lửa. Đa số các ngọn núi hình thành do sự nén ép trên đáy thạch quyển, khiến chúng nâng lên và đôi khi làm nghiêng phần vỏ của Io qua quá trình tạo phay nghịch. Sự nén ép dẫn đến hình thành núi là kết quả của sự sụp lún của các vật liệu núi lửa bị chôn vùi liên tục. Sự phân bố của các ngọn núi cho thấy sự phân bố ngược lại với các cấu trúc núi lửa; các ngọn núi thường tập trung ở những vùng ít núi lửa và ngược lại. Điều này cho thấy sự phân bố rộng lớn trên thạch quyển Io, nơi sự nén ép và sự giãn rộng chiếm ưu thế. Tuy nhiên, trên cấp độ khu vực, các núi và vùng lõm thường tiếp giáp nhau, cho thấy magma thường xâm nhập vào các đứt gãy hình thành trong quá trình kiến tạo để đẩy lên bề mặt.

Ngọn núi trên Io có nhiều hình thái khác nhau. Phổ biến nhất là các cao nguyên, tương tự như những núi mặt bàn lớn, với đỉnh phẳng và bề mặt gồ ghề. Một số ngọn núi khác có vẻ là các khối lớp vỏ bị nghiêng, với một sườn thoải từ bề mặt phẳng và một sườn dốc hơn do các vật liệu thuộc lớp dưới bề mặt bị đẩy lên bởi ứng suất nén ép. Cả hai kiểu núi thường có vách đứng với độ dốc lớn dọc theo một hoặc nhiều bờ mép. Chỉ một số ít ngọn núi trên Io có vẻ là có nguồn gốc núi lửa, tương tự như các núi lửa hình khiên, với các sườn dốc lớn (6–7°) gần một hõm chảo núi lửa nhỏ ở trung tâm và các sườn ít dốc hơn dọc theo các bờ mép. Những ngọn núi núi lửa hình khiên này thường nhỏ hơn các núi trung bình trên Io, cao khoảng 1 đến 2 km (0,6 đến 1,2 dặm) và rộng từ 40 đến 60 km (25 đến 37 dặm). Các núi lửa hình khiên này khác với các sườn ít dốc hơn, như được suy ra từ hình thái của một vài núi lửa trên Io, nơi các dòng dung nham mỏng tỏa ra từ một vùng lõm trung tâm, chẳng hạn như tại Ra Patera.

Hầu hết các ngọn núi đều có dấu hiệu của sự thoái hóa ở một giai đoạn nào đó. Trầm lắng từ các vụ lở đất lớn là phổ biến tại chân các dãy núi trên Io, cho thấy sạt lở hàng loạt là hình thức thoái hóa chủ yếu. Các rìa kiểu vỏ sò thường thấy trên các núi mặt bàn và cao nguyên của Io, là kết quả của sự rỉ ra của lưu huỳnh dioxide từ lớp vỏ Io, tạo ra các vùng yếu dọc theo các rìa núi.

Khí quyển

Khí quyển của Io rất mỏng, chủ yếu là lưu huỳnh dioxide (SO₂) với áp suất chỉ bằng một phần tỷ so với áp suất khí quyển Trái Đất. Vì khí quyển mỏng, các tàu thăm dò tương lai có thể hạ cánh mà không cần lớp chắn nhiệt kiểu vỏ tàu vũ trụ, thay vào đó là các tên lửa đẩy lùi để thực hiện hạ cánh mềm. Khí quyển mỏng cũng yêu cầu tàu vũ trụ phải chịu được bức xạ mạnh từ Sao Mộc, điều mà lớp khí quyển dày hơn có thể giảm bớt.

Bức xạ plasma liên tục làm cạn kiệt khí quyển, vì vậy nó phải được bổ sung thường xuyên. Nguồn cung cấp SO₂ chủ yếu đến từ hoạt động núi lửa, nhưng khí quyển chủ yếu được duy trì bởi sự thăng hoa của SO₂ từ bề mặt do ánh sáng Mặt Trời. Khí quyển dày hơn ở xích đạo, nơi bề mặt ấm nhất và hoạt động núi lửa mạnh mẽ nhất. Mật độ khí quyển cũng biến đổi, với mật độ cao hơn gần các miệng núi lửa (đặc biệt là ở các khu vực có khói núi lửa) và trên nửa bề mặt đối diện Sao Mộc, nơi băng SO₂ phổ biến nhất.

Các hình ảnh độ phân giải cao của Io cho thấy lớp cực quang sáng trên vệ tinh này. Tương tự như Trái Đất, hiện tượng này là kết quả của bức xạ va chạm với khí quyển. Trong khi cực quang trên Trái Đất thường xảy ra gần các cực từ, trên Io, cực quang sáng nhất ở gần xích đạo. Io không có từ trường riêng, vì vậy các electron từ từ trường Sao Mộc va chạm trực tiếp với khí quyển của Io. Cường độ cực quang tăng lên khi có nhiều electron va chạm với khí quyển, với các vùng tiếp giáp từ trường (như gần xích đạo) có cột khí dày hơn. Cực quang tại những điểm tiếp giáp này trên Io thường có hiện tượng 'nhảy múa' theo sự thay đổi của độ nghiêng từ trường lưỡng cực Sao Mộc.

• Vệ tinh của Sao Mộc trong văn học
• Vệ tinh của Sao Mộc

Liên kết bên ngoài

Thông tin cơ bản

• Tóm tắt thông tin về Io Lưu trữ vào ngày 28 tháng 3 năm 2014 trên Wayback Machine của NASA Solar System Exploration
• Trang thông tin về Io của Bill Arnett
• Tổng quan về Io Lưu trữ vào ngày 13 tháng 4 năm 2010 trên Wayback Machine từ Windows to the Universe Lưu trữ vào ngày 13 tháng 4 năm 2010 của Đại học Michigan
• Trang thông tin về Io của Calvin Hamilton
• The Planetary Society: Thông tin về Io

Ảnh

• Danh mục hình ảnh Io của NASA
• Ảnh được Galileo chụp
• Hình ảnh thô từ LORRI của New Horizons, bao gồm nhiều bức ảnh về Io
• Hình ảnh từ New Horizons Lưu trữ ngày 01 tháng 03 năm 2007 trên Wayback Machine
• Bản đồ Io với các ghi chú
• Bản đồ Io của USGS, sử dụng hình ảnh từ Galileo và Voyager Lưu trữ ngày 18 tháng 03 năm 2009 trên Wayback Machine

• Lịch Sao Mộc Lưu trữ ngày 19 tháng 02 năm 2004 trên Wayback Machine
• Câu đố liên quan đến nhiệt độ bề mặt thấp của Io
• Cơ sở dữ liệu về núi của Io
• Quan sát cực quang của Io từ Cassini Lưu trữ ngày 18 tháng 10 năm 2011 trên Wayback Machine