stringtranslate.com

Атмосфера Ио

Атмосфера Ио — это чрезвычайно тонкий слой газов, окружающий третий по величине спутник Юпитера Ио . Атмосфера в основном состоит из диоксида серы ( SO2 ), а также оксида серы ( SO ), хлорида натрия ( NaCl ) и одноатомной серы и кислорода . [1] Также ожидается присутствие дикислорода .

Полярное сияние в верхних слоях атмосферы Ио. Разные цвета представляют собой излучение разных компонентов атмосферы (зеленый — это излучение натрия, красный — кислорода, а синий — вулканических газов, таких как диоксид серы). Изображение сделано во время затмения Ио.

Источник

Ио считается самым вулканически активным телом в нашей солнечной системе. Считается, что вулканизм типа Пеле является причиной наличия в атмосфере серных компонентов. Вулканические шлейфы в среднем выбрасывают в атмосферу Ио 10 4 кг SO 2 (диоксида серы) в секунду, хотя большая часть этого осаждается обратно на поверхность. Солнечный свет сублимирует этот твердый SO 2 , превращая его в газообразное состояние и создавая тонкую атмосферу. Из-за этого атмосферное давление вблизи вулканов значительно выше, примерно на 0,5–4 мПа (от 5 до 40 нбар), что примерно в 5000–40 000 раз больше, чем на ночной стороне Ио. Помимо этого, второстепенные компоненты, такие как NaCl, SO, O, также образуются другими процессами. Считается, что основным источником NaCl и KCl является вулкан. [2] Считается, что некоторые вулканические жерла выбрасывают NaCl и KCl, но мало или совсем не выбрасывают SO 2 . Распыление поверхности заряженными частицами из магнитосферы Юпитера, как полагают, является источником NaCl, SO, O и S. Они также образуются в результате прямого вулканического газовыделения.  Фотодиссоциация , как полагают, является источником SO, Na, K и Cl. [ необходимо разъяснение ] Фотодиссоциация играет важную роль в атмосфере на более высоких широтах. Поскольку этот процесс чаще происходит днем, концентрация Na, как полагают, выше днем. [1] [3]

Физические характеристики

SO 2 является основным компонентом, составляющим 90% атмосферного давления. Около 3–10% составляет SO. Атмосферное давление изменяется от 0,033 до 0,3 мПа или от 0,33 до 3  нбар [ не соответствует цифрам выше ] , что наблюдается на антиюпитерском полушарии Ио и вдоль экватора, а также временно в начале дня, когда температура поверхностного инея достигает пика. На ночной стороне [ необходимо разъяснение ] SO 2 замерзает, снижая атмосферное давление до 0,1 × 10−7 до  1 × 10−7  Па (от 0,0001 до 0,001 нбар). [4] Некоторые исследования предполагают, что атмосфера ночной стороны состоит из неконденсирующихся газов, таких как атомарный O и SO. Атмосфера на стороне, обращенной от Юпитера, не только плотнее, но и простирается на больший диапазон широт, чем сторона, обращенная к Юпитеру. Плотность вертикального столба на экваторе колеблется от 1,5 × 10 16  см −2  на субъюпитерианских долготах до 15 × 10 16  см −2  на антиюпитерианских долготах. [5] На поверхности диоксид серы находится в равновесии давления пара с инеем. Температура увеличивается до 1800 К на больших высотах, где более низкая плотность атмосферы допускает нагрев от плазмы в плазменном торе Ио и от джоулева нагрева от трубки потока Ио. Дневная атмосфера в основном ограничена пределами 40° от экватора, где поверхность самая теплая и находятся самые активные вулканические шлейфы. [6] Полярное атмосферное давление составляет всего 2% от экваториального атмосферного давления. На широте около ±40° атмосферное давление будет вдвое меньше, чем на экваторе. Плотность атмосферы увеличивается по мере приближения Ио к Солнцу. [7] Чем дальше от поверхности, тем выше становится концентрация O и S 2 [ необходимо уточнение ] . Это связано с меньшей массой атомов кислорода и серы по сравнению с другими. Соотношение O/SO 2 оценивается в пределах от 10% до 20% в верхних слоях атмосферы. Эти газы существуют на расстоянии до 10 радиусов Ио.

Изображение Ио в фальшивых цветах. Видна большая часть поверхности Ио. Темная часть освещена отраженным светом от Юпитера (сияние Юпитера). Вспышка белого света около восточного экваториального края Ио — это солнечный свет, рассеиваемый струей вулкана Прометей. Его струя простирается примерно на 100 километров над поверхностью. Большая часть желтого цвета на заднем плане исходит от натриевого облака Ио: атомы натрия внутри обширного материального гало Ио рассеивают солнечный свет на желтой длине волны около 589 нанометров.

У Ио есть натриевый хвост, похожий на натриевый хвост Луны . У Ио также есть ионосфера с плотностью 2,8 × 10 10  м −3  на высоте 80 км, что сопоставимо с ионосферами Марса и Венеры . Исследования затмений, проведенные Pioneer 10, впервые показали, что ночная ионосфера значительно менее плотная. [ необходимо разъяснение ] На основании шести затмений, проведенных зондом Galileo в 1997 году, ионосфера асимметрична: плотность плазмы меняется в зависимости от долготы. Интерпретация наблюдений предполагает, что повышенная плотность плазмы распределена в сферически симметричной связанной ионосфере с плотным нисходящим следом. В зависимости от местоположения были обнаружены пиковые плотности около 5 × 10 10 м −3  , достигая максимума около 2,5 × 10 11 м −3  в одном из затмений. Из-за своей тонкости атмосфера Ио не оказывает такого большого влияния на поверхность, за исключением перемещения льда SO 2 вокруг и расширения размера колец отложений шлейфа, когда материал шлейфа возвращается в более плотную дневную атмосферу. Каждую секунду почти тонна газов вырывается из атмосферы Ио в открытый космос из-за магнитосферы Юпитера. Из-за этого [ необходимо разъяснение ] атмосфера должна постоянно пополняться. Эти газы вращаются вокруг Юпитера вместе с Ио, создавая плазменный тор Ио .

Постэклиптическое осветление

Плотность атмосферы Ио напрямую связана с температурой поверхности. Когда Ио попадает в тень Юпитера во время затмения, температура падает. Это вызывает осаждение SO 2 и приводит к снижению атмосферного давления на 80%. [8] Это увеличивает альбедо Ио; таким образом, Ио кажется ярче, когда покрывается инеем сразу после затмения. Примерно через 15 минут яркость возвращается к норме, предположительно из-за того, что иней исчезает в результате сублимации. Постэклиптическое поярчение можно наблюдать с помощью наземных телескопов. Космический аппарат Кассини  запечатлел постэклиптическое поярчение в ближнем инфракрасном диапазоне длин волн. [9]  Дополнительные доказательства этой теории появились в 2013 году, когда  обсерватория Джемини  использовалась для прямого измерения коллапса атмосферы SO 2 Ио  во время и ее реформирования после затмения Юпитером. [10]

Сжатие атмосферы Ио при входе в тень Юпитера, представленное художником.

Аврора

На Ио происходят полярные сияния, хотя атмосфера у него чрезвычайно тонкая. В отличие от других небесных тел, где полярное сияние происходит на Северном и Южном полюсах, полярное сияние на Ио происходит вблизи экватора. Это происходит потому, что полярные сияния на других телах вызваны взаимодействием магнитосферы тела с солнечным ветром . Напротив, у Ио нет собственного магнитного поля. Вместо солнечного ветра заряженные частицы из магнитосферы Юпитера взаимодействуют с атмосферой Ио, создавая полярное сияние. [11]

Полярное сияние вблизи экватора Ио. Красное свечение обусловлено кислородом, синее — SO 2 . Белые точки — вулканы.

Атомы натрия вызывают зеленое свечение в полярном сиянии. Здесь синее свечение, вызванное SO 2, находится ближе к поверхности, чем красное свечение, вызванное кислородом. Это происходит потому, что SO 2 тяжелее кислорода, и в результате будет более гравитационно связан с поверхностью. Из-за этого красное свечение достигает высоты 900 км (560 миль). Полярное сияние движется через Ио, поскольку оно меняет свою ориентацию относительно магнитосферы Юпитера по мере того, как оно вращается вокруг планеты.

Ссылки

  1. ^ ab Lellouch, E.; et al. (2007). "Атмосфера Ио". В Lopes, RMC ; и Spencer, JR (ред.). Ио после Галилея . Springer-Praxis. стр. 231–264. ISBN 978-3-540-34681-4.
  2. ^ Де Патер, Имке; Голдштейн, Дэвид; Лелуш, Эммануэль (2023). «Шлейфы и атмосфера Ио». Ио: новый взгляд на спутник Юпитера . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 468. С. 233–290. doi :10.1007/978-3-031-25670-7_8. ISBN 978-3-031-25669-1. Получено 25 октября 2023 г. – через Springer Link.
  3. ^ Уокер, AC; и др. (2010). «Комплексное численное моделирование сублимационной атмосферы Ио». Icarus . in. press (1): 409–432. Bibcode : 2010Icar..207..409W. doi : 10.1016/j.icarus.2010.01.012.
  4. ^ Мур, CH; и др. (2009). «Одномерное моделирование коллапса и переформирования атмосферы Ио с помощью DSMC во время и после затмения». Icarus . 201 (2): 585–597. Bibcode :2009Icar..201..585M. doi :10.1016/j.icarus.2009.01.006.
  5. ^ Спенсер, AC; и др. (2005). «Обнаружение больших продольных асимметрий в атмосфере SO2 на Ио в среднем инфракрасном диапазоне» (PDF) . Icarus . 176 (2): 283–304. Bibcode : 2005Icar..176..283S. doi : 10.1016/j.icarus.2005.01.019.
  6. ^ Феага, LM; и др. (2009). «Дневная атмосфера SO 2 Ио ». Икар . 201 (2): 570–584. Бибкод : 2009Icar..201..570F. дои : 10.1016/j.icarus.2009.01.029.
  7. ^ Спенсер, Джон (8 июня 2009 г.). "Aloha, Io". Блог Планетарного общества . Планетное общество.
  8. ^ Geissler, PE; Goldstein, DB (2007). «Plumes and their deposits». В Lopes, RMC; Spencer, JR (ред.). Io после Галилея . Springer-Praxis. стр. 163–192. ISBN 978-3-540-34681-4.
  9. ^ Нельсон, Роберт М. и др. (февраль 1993 г.). «Яркость спутника Юпитера Ио после появления из затмения: избранные наблюдения, 1981–1989 гг.». Icarus . 101 (2): 223–233. Bibcode :1993Icar..101..223N. doi :10.1006/icar.1993.1020.
  10. ^ Moullet, A.; et al. (2010). «Одновременное картирование SO 2 , SO, NaCl в атмосфере Ио с помощью субмиллиметровой решетки». Icarus . press (1): 353–365. Bibcode :2010Icar..208..353M. doi :10.1016/j.icarus.2010.02.009.
  11. ^ Багенал, Фран; Долс, Винсент (2020). «Космическая среда Ио и Европы». Журнал геофизических исследований: космическая физика . 125 (5). Bibcode : 2020JGRA..12527485B. doi : 10.1029/2019JA027485. S2CID  214689823. Получено 25 октября 2023 г.