Атмосфера Ио
 | Эта статья требует внимания эксперта в области астрономии . Конкретная проблема заключается в следующем: слишком много несоответствий; например, в других источниках, которые я видел, утверждалось, что кислород в атмосфере атомарный, а не молекулярный, как сказано в некоторых местах статьи. ( октябрь 2023 г. ) |
Атмосфера Ио представляет собой чрезвычайно тонкую газовую оболочку, окружающую Юпитера , третий по величине спутник Ио . Атмосфера состоит в основном из диоксида серы ( SO 2 ), а также оксид серы ( SO ), хлорид натрия ( NaCl ), а также одноатомные сера и кислород . [1] дикислорода Ожидается также присутствие .
Источник
[ редактировать ]Ио считается самым вулканически активным телом в нашей Солнечной системе. Считается, что вулканизм типа Пеле является причиной содержания сернистых компонентов в атмосфере. Насос вулканических шлейфов 10 4 кг SO 2 (диоксида серы) в секунду попадает в атмосферу Ио в среднем, хотя большая часть этого количества откладывается обратно на поверхность. Солнечный свет сублимирует этот твердый SO 2 , переводя его в газообразное состояние и создавая тонкую атмосферу. Из-за этого атмосферное давление возле вулканов значительно выше, примерно от 0,5 до 4 мПа (от 5 до 40 нбар), что примерно в 5 000–40 000 раз больше, чем на ночной стороне Ио. Помимо этого, второстепенные компоненты, такие как NaCl, SO, O, образуются и в результате других процессов. Считается, что основным источником NaCl и KCl являются вулканы. [2] Считается, что некоторые вулканические жерла выбрасывают NaCl и KCl, но практически не выбрасывают SO 2 . Считается, что распыление поверхности заряженными частицами из магнитосферы Юпитера является источником образования NaCl, SO, O и S. Они также образуются в результате прямого вулканического выделения газа. Считается, что фотодиссоциация является источником SO, Na, K и Cl. [ нужны разъяснения ] Фотодиссоциация играет важную роль в атмосфере высоких широт. Поскольку этот процесс происходит чаще в дневное время, считается, что концентрация Na в дневное время выше. [1] [3]
Физические характеристики
[ редактировать ]SO 2 является основным компонентом, составляющим 90% атмосферного давления. Около 3–10% — это SO. Атмосферное давление варьируется от 0,033 до 0,3 мПа или от 0,33 до 3 нбар. [ не согласен с цифрами выше ] , видимый в антиюпитерском полушарии Ио и вдоль экватора, а также временно во второй половине дня, когда температура мороза на поверхности достигает пика. На ночной стороне [ нужны разъяснения ] , 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 показывают, что ночная атмосфера состоит из неконденсирующихся газов, таких как атомарный O и SO. Атмосфера на стороне, обращенной к Юпитеру, не только более плотная, но и простирается на больший диапазон широт, чем сторона, обращенная к Юпитеру. Плотность вертикального столба на экваторе колеблется в пределах 1,5 × 10 16 см −2 на долготах южнее Юпитера до 15 × 10 16 см −2 на антиюпитерианских долготах. [5] На поверхности диоксид серы находится в равновесии давления пара с морозом. Температура возрастает до 1800 К на больших высотах, где более низкая плотность атмосферы позволяет нагреваться за счет плазмы в плазменном торе Ио и за счет джоулева тепла из трубки потока Ио. Дневная атмосфера в основном сосредоточена в пределах 40° от экватора, где поверхность самая теплая и находятся наиболее активные вулканические шлейфы. [6] Полярное атмосферное давление составляет всего 2% от экваториального атмосферного давления. На широте примерно ±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 концентрация O и S 2 [ нужны разъяснения ] получает. Это связано с меньшей массой атомов кислорода и серы по сравнению с другими. По оценкам, соотношение O/SO 2 в верхних слоях атмосферы составляет от 10% до 20%. Эти газы существуют на расстоянии, в 10 раз превышающем радиус Ио.
У Ио есть натриевый хвост, похожий на натриевый хвост Луны . На Ио также есть ионосфера плотностью 2,8×10 10 м −3 на высоте 80 км, что сравнимо с ионосферами Марса и Венеры . Исследования затмения «Пионера-10» показали, что ночная ионосфера впервые стала значительно менее плотной. [ нужны разъяснения ] Судя по шести затмениям, проведенным зондом «Галилео» в 1997 году, ионосфера асимметрична: плотность плазмы меняется по долготе. Интерпретация наблюдений предполагает, что повышенная плотность плазмы распространяется в сферически-симметричной связанной ионосфере с плотным нисходящим следом. В зависимости от местоположения пиковые плотности около 5 × 10 10 м −3 были обнаружены, достигающие максимума около 2,5 × 10 11 м −3 в одном из покрытий. Из-за своей тонкости атмосфера Ио не оказывает такого большого воздействия на поверхность, за исключением перемещения льда SO 2 и увеличения размера колец отложений шлейфа, когда материал шлейфа снова входит в более плотную дневную атмосферу.Каждую секунду почти одна тонна газов выходит из атмосферы Ио в космическое пространство благодаря магнитосфере Юпитера. В связи с этим [ нужны разъяснения ] , атмосфера должна постоянно пополняться. Эти газы вращаются вокруг Юпитера вместе с Ио, создавая плазменный тор Ио .
Постэклиптическое просветление
[ редактировать ]Плотность атмосферы Ио напрямую связана с температурой поверхности. Когда Ио во время затмения попадает в тень Юпитера, 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 он покрыт инеем сразу после затмения. Примерно через 15 минут яркость возвращается к норме, предположительно потому, что иней исчез в результате сублимации. Постэклиптическое поярчание можно наблюдать в наземные телескопы. Космический аппарат Кассини зафиксировал яркость после затмения в ближнем инфракрасном диапазоне. [9] Дополнительные доказательства этой теории появились в 2013 году, когда обсерватория Близнецов использовалась для непосредственного измерения коллапса атмосферы SO 2 Ио во время и ее реформирования после затмения Юпитера. [10]
Аврора
[ редактировать ]На Ио проводятся мероприятия «Авроры» , хотя атмосфера здесь чрезвычайно разряжена. В отличие от других небесных тел, где полярные сияния возникают на Северном и Южном полюсах, полярные сияния на Ио возникают вблизи экватора. Это связано с тем, что полярные сияния на других телах возникают в результате взаимодействия магнитосферы тела с солнечным ветром . Напротив, Ио не имеет собственного магнитного поля. Вместо солнечного ветра заряженные частицы из магнитосферы Юпитера , создавая полярное сияние. с атмосферой Ио взаимодействуют [11]
Атомы натрия вызывают зеленое свечение полярного сияния. Здесь голубое свечение, вызванное SO 2 , находится ближе к поверхности, чем красное свечение, вызванное кислородом. Это связано с тем, что SO 2 тяжелее кислорода и в результате будет более гравитационно связан с поверхностью. Благодаря этому красные сияния достигают высоты 900 км (560 миль). Полярное сияние движется по Ио, меняя свою ориентацию относительно магнитосферы Юпитера по мере его вращения вокруг планеты.
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б Лелуш, Э.; и др. (2007). «Атмосфера Ио». Ин Лопес, RMC; и Спенсер-младший (ред.). Ио после Галилея . Спрингер-Праксис. стр. 231–264. ISBN 978-3-540-34681-4 .
- ^ Де Патер, Имке; Гольдштейн, Дэвид; Леллуш, Эммануэль (2023). «Плюмы и атмосфера Ио» . Ио: новый взгляд на луну Юпитера . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 468. стр. 233–290. дои : 10.1007/978-3-031-25670-7_8 . ISBN 978-3-031-25669-1 . Проверено 25 октября 2023 г. - через Springer Link.
- ^ Уокер, AC; и др. (2010). «Комплексное численное моделирование сублимационной атмосферы Ио». Икар . дюйм пресс (1): 409–432. Бибкод : 2010Icar..207..409W . дои : 10.1016/j.icarus.2010.01.012 .
- ^ Мур, Швейцария; и др. (2009). «Одномерное DSMC-моделирование коллапса и реформирования атмосферы Ио во время и после затмения». Икар . 201 (2): 585–597. Бибкод : 2009Icar..201..585M . дои : 10.1016/j.icarus.2009.01.006 .
- ^ Спенсер, AC; и др. (2005). «Обнаружение больших продольных асимметрий в атмосфере SO 2 в среднем инфракрасном диапазоне » (PDF) . Икар . 176 (2): 283–304. Бибкод : 2005Icar..176..283S . дои : 10.1016/j.icarus.2005.01.019 .
- ^ Феага, LM; и др. (2009). Ио «Дневная атмосфера SO 2 ». Икар 201 (2): 570–584. Бибкод : 2009Icar..201..570F . дои : 10.1016/j.icarus.2009.01.029 .
- ^ Спенсер, Джон (8 июня 2009 г.). «Алоха, Ио» . Блог Планетарного общества . Планетарное общество.
- ^ Гейсслер, ЧП; Гольдштейн, Д.Б. (2007). «Плюмы и их отложения». Ин Лопес, RMC; Спенсер, младший (ред.). Ио после Галилея . Спрингер-Праксис. стр. 163–192. ISBN 978-3-540-34681-4 .
- ^ Нельсон, Роберт М.; и др. (февраль 1993 г.). «Яркость спутника Юпитера Ио после выхода из затмения: избранные наблюдения, 1981–1989». Икар . 101 (2): 223–233. Бибкод : 1993Icar..101..223N . дои : 10.1006/icar.1993.1020 .
- ^ Мулле, А.; и др. (2010). «Одновременное картирование SO 2 , SO, NaCl в атмосфере Ио с помощью субмиллиметровой матрицы». Икар . нажмите (1): 353–365. Бибкод : 2010Icar..208..353M . дои : 10.1016/j.icarus.2010.02.009 .
- ^ Багеналь, Фрэн; Долс, Винсент (2020). «Космическая среда Ио и Европы» . Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 125 (5). Бибкод : 2020JGRA..12527485B . дои : 10.1029/2019JA027485 . S2CID 214689823 . Проверено 25 октября 2023 г.