Benutzer:Augiasstallputzer/Testeite
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AAA[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
| Eigenschaften des Orbits | |
|---|---|
| Io | |
 | |
| Zentrum | Jupiter |
| Große Halbachse | 421 600 km |
| Periapsis | 404 300 km |
| Apoapsis | 438 900 km |
| Exzentr. | 0,041 |
| Neigung | 0,04 ° |
| Umlauf | 1d 18h 27m |
| Tempo | km/s |
| Physik. Eigensch. | |
| Albedo | 0,61 |
| Visuelle Helligkeit | 5 m |
| Mittlerer Durchmesser | 3643,2 km |
| Masse | 8,94×1022 kg |
| Oberfläche | 41×106 kg |
| Mittlere Dichte | 3,56 g/cm3 |
| Siderische Rotation | 1d 18h 27m |
| Achsneigung | 0 ° |
| A_Fall | 1,81 m / s2 |
| Fluchttempo | 2600 m / s |
| Atmosphäre | vorhanden, sehr dünn |
| Temperatur | 130 K |
| Geschichte | |
| Entdecker | Galileo Galilei, Simon Marius |
| Datum der Entdeckung | 1610 |
| Anmerkungen | Einfach gebundene Rotation |
Io [ io] ist der innerste der vier großen Monde des Planeten Jupiter. Seine Besonderheit ist sein extremer Vulkanismus, der von keinem anderen Himmelskörper im Sonnensystem überboten wird. Bekannt wurde er durch die erste Messung der Lichtgeschwindigkeit durch Ole Rømer im Jahr 1676 anhand der beobachteten Verfinsterungszeiten von Io in Abhängigkeit von der Stellung des Jupiters zur Erde.
Entdeckung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
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, in dem 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 Geliebte des Zeus (entspricht dem römischen Jupiter). Obwohl der Name Io bereits kurz nach der 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 einem kleinen Teleskop beobachten kann.
Aufbau und physikalische Daten[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Io besitzt einen mittleren Durchmesser von 3.643,2 Kilometern und hat eine relativ hohe Dichte von 3,56 g/cm3. Sie weist damit eine etwas höhere Dichte und einen etwas größeren Durchmesser als der Erdmond auf. Anders als die Eismonde 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 Stoffe auf dem innersten Mond 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 galileischen 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. Der Grund hierfür ist bei Io der bis dahin unerwartete Vulkanismus.
Vulkanismus[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Ios Oberfläche weist so gut wie keine Impaktkrater auf, vielmehr ist sie von aktivem 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 6000-mal stärker als die des Erdmondes. 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 Umlaufzeiten im Verhältnis 1:2:4 zueinander stehen, auf eine leicht elliptische Bahn um Jupiter gezwungen, sodass die Variation der Gezeitenkräfte des Jupiters allein durch die Variation des Abstandes noch 1000-mal 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 periodisch wandernden Gezeitenbergen von bis zu etwa 300 Metern Höhe. Die entsprechenden Deformationen der Erdkruste betragen lediglich 20 bis 30 Zentimeter.
Oberflächenstrukturen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
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 neun 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 im Durchmesser bis zu 400 Kilometer groß 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 niedrigviskosen 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 Natrium ist.
Atmosphäre[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Io besitzt eine äußerst dünne Atmosphäre von 120 Kilometern 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 und Strahlung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Io bewegt sich auf seiner 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 erleidet durch diesen Partikelstrom einen Masseverlust von mehreren Tonnen 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 mitverantwortlich für Jupiters ungewöhnlich ausgedehnte Magnetosphäre sein. Diese Ionen werden in der Jupitermagnetosphäre derart stark beschleunigt, dass sie eine so starke tödliche Strahlung bilden, dass selbst die strahlungssicherste Elektronik einer Raumsonde nach kurzer Zeit in Ios Nähe versagen würde.
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[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- 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 3-82740-527-0
- Planeten und ihre Monde, Spektrum Akademischer Verlag Heidelberg, Berlin, Oxford, ISBN 3-922508-46-4