![](http://astro.cc.fc.ul.pt/images/next.xbm)
Go backward to Notícias
Go up to Top
Go forward to Cosmologia e Ondas Gravitacionais - II
Vulcões de Io
Io foi descoberto por Galileu Galilei em 1610 e é o quarto maior satélite de Júpiter.
Possui um raio de 1821 Km e uma densidade média igual a 3,54 g cm,
valores comparáveis aos da nossa Lua. Contudo, muito antes
de ter sido visitado por uma sonda espacial, da Terra era já visível
que possuía uma cor fora do vulgar e estranhas
propriedades térmicas, estando ainda rodeado por misteriosas nuvens de átomos e
iões. Estas anomalias foram desvendadas após a passagem da sonda
Voyager I em 1979, cujas imagens revelaram um planeta coberto de vulcões,
alguns em plena actividade. Consequentemente, a superfície de Io é constantemente
regenerada (não se observam crateras de impacto), ficando esta evolução bem
patente nas imagens recolhidas pela sonda Galileu cerca de 20 anos mais
tarde.
Em Io, tal como na Terra, os vulcões são os locais à superfície onde são
expelidos gazes, cinzas e matéria líquida incandescente (conhecida por lava ou
magma), provenientes das camadas mais interiores. O magma é essencialmente
constituído por rocha fundida pelas altas temperaturas que se registam no
interior do planeta. Daí o termo vulcão, derivado de Vulcano, Deus
romano do fogo. Os gazes expelidos, na sua maioria compostos sulfurosos, são os
responsáveis pela formação de uma atmosfera extremamente rarefeita em redor de
Io.
Os vulcões parecem estar mais ou menos uniformemente distribuídos, embora as
zonas mais quentes se situem na região do equador. O maior de todos eles é o
Loki Patera que, sozinho, é responsável pela libertação de um quarto do total de calor
perdido pelo planeta inteiro. Para se ter uma ideia da quantidade de energia
libertada por este vulcão, o calor por si radiado é cerca de 10 vezes superior
ao calor emitido por todos os vulcões e geysers terrestres juntos!
Sendo um corpo pequeno, o interior de Io já há muito que devia ter arrefecido,
impedindo a formação de vulcões nos dias de hoje. No entanto, as imagens da
Voyager e da Galileu, são bem claras: em nenhum outro mundo conhecido
do Sistema Solar a actividade é tão intensa e espectacular. Então, como explicar
estas observações? Uma fonte de aquecimento suplementar tem obrigatoriamente de
estar presente no caso deste satélite joviano.
Efectivamente, menos de um mês antes da passagem da Voyager I, os
cientistas conseguiram "adivinhar" aquilo que a sonda viria a observar, naquela que
foi uma das previsões mais sensacionais feitas pela ciência planetária: os
vulcões de Io não são mais do que a consequência do aquecimento provocado pelo
mesmo fenómeno que provoca as marés na Terra, conhecido justamente por
efeito de maré.
No nosso planeta, o principal responsável pelas marés
é a Lua, mas no caso de Io é Júpiter. Porém, devido à proximidade do gigante
gasoso e da sua enorme massa, estas são bastante mais intensas em Io:
enquanto na Terra as deformações na massa continental não ultrapassam alguns
centímetros, em Io as variações são superiores a 100 metros. Imagine-se que
entre a maré baixa e a maré alta, Lisboa passava do nível médio das águas do mar
até 100 metros de altitude, isto em ciclos sucessivos inferiores a 24 horas!
Assim, as constantes deformações a que Io está sujeito mantêm o seu interior
aquecido devido à fricção entre as diferentes camadas que compõem o planeta. O
mesmo fenómeno mas a uma escala menos importante existe noutro satélite
galileano, Europa, sendo responsável pela manutenção de um oceano interior, no
qual os mais optimistas têm esperanças de encontrar vida extraterrestre.
Os vulcões de Io são provocados por efeito de
maré. O movimento de Io em torno de Júpiter não é totalmente circular devido a uma
ressonância entre a sua órbita e as órbitas de Europa e Ganímedes. Desta forma,
embora o movimento de rotação de Io esteja síncrono com o movimento orbital (tal
como a Lua), para um observador em Io, Júpiter seria visto a oscilar nos céus.
Estas pequenas variações da posição de Júpiter em relação à superfície de Io,
originam grandes deformações na estrutura do satélite, mantendo o seu interior
aquecido devido à fricção entre as diferentes camadas que compõem o planeta.
Doutor Alexandre Correia, CAAUL