Io (astronomia)

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Io
(Giove I)
Io highest resolution true color.jpg
Satellite di Giove
Scoperta 7 gennaio 1610
Scopritore Galileo Galilei
Parametri orbitali
(all'epoca J2000)
Semiasse maggiore 421 700 km
Perijovio 420 000 km
Apojovio 423 400 km
Circonf. orbitale 2 649 620 km
Periodo orbitale 1,769137786 giorni
(1g 18h 27' 33,5")
Velocità orbitale
17 263 m/s (min)

17 334 m/s (media)

17 406 m/s (max)
Inclinazione orbitale 2,21°
Inclinazione rispetto
all'equat. di Giove
0,05°
Eccentricità 0,0041
Dati fisici
Dimensioni 3 660,0×3 637,4×
×3 630,6 km
Diametro medio 3 642,6 km
Superficie 4,191 × 1013 
Volume 2,53 × 1019 
Massa
8,9319 × 1022 kg
Densità media 3,528 × 103 kg/m³
Acceleraz. di gravità in superficie 1,79 m/s²
(0,183 g)
Velocità di fuga 2 600 m/s
Periodo di rotazione Rotazione sincrona
Velocità di rotazione
(all'equatore)
75,3 m/s
Inclinazione assiale nulla
Temperatura
superficiale
90 K (−183 °C) (min)
130 K (−143 °C) (media)
2 000 K (max)
Pressione atm. tracce
Albedo 0,63
Dati osservativi
Magnitudine app.
5,0 (media)

Io è un satellite naturale di Giove, il più interno dei quattro satelliti medicei. Il suo nome deriva da quello di Io, una delle molte amanti di Zeus secondo la mitologia greca.

Il nome Io, assieme a diversi altri, fu suggerito da Simon Marius nel 1614 − qualche anno dopo la scoperta del satellite da parte di Galileo − nel trattato di astronomia "Mundus Iovialis anno MDCIX Detectus Ope Perspicilli Belgici", ma sia questo nome che quelli proposti per gli altri satelliti galileiani caddero ben presto in disuso e non furono più utilizzati fino alla metà del XX secolo. In gran parte della letteratura astronomica del periodo precedente Io era indicato con la designazione numerica (un sistema introdotto dallo stesso Galileo) di Giove I oppure, semplicemente, come «il primo satellite di Giove».

Osservazioni spaziali[modifica | modifica sorgente]

Le prime sonde a passare vicino a Io furono le gemelle Pioneer 10 e Pioneer 11 rispettivamente il 3 dicembre 1973 ed il 2 dicembre 1974.[1] La tracciatura radio fornì una più accurata stima della massa di Io e delle sue dimensioni, suggerendo che esso abbia la più alta densità tra i quattro satelliti galileiani e che sia composto prevalentemente di rocce silicee e non di ghiaccio d'acqua.[2]

Le due sonde Pioneer rivelarono anche la presenza di una sottile atmosfera e di una intensa fascia di radiazioni attorno all'orbita di Io. Le fotocamere a bordo della Pioneer 11 riuscirono anche a scattare una buona immagine della regione del polo nord.[3] La Pioneer 10 doveva scattare immagini ravvicinate durante il suo sorvolo, ma le fotografie andarono perdute a causa dell'intenso campo di radiazioni.[1]

Parametri orbitali[modifica | modifica sorgente]

La risonanza di Laplace tra Io, Europa e Ganimede.

Io è il più interno dei satelliti galileiani, posizionato tra Tebe e Europa ed è il quinto satellite che si incontra a partire dall'interno. Io orbita intorno a Giove ad una distanza di 421 700 km dal centro del pianeta e a 350 000 km dalla sommità delle sue nubi; impiega 42,5 ore per completare la sua orbita, il che implica che una buona parte del suo movimento può essere rilevata durante una singola notte di osservazioni. È in risonanza orbitale 2:1 con Europa e 4:1 con Ganimede. Questa risonanza contribuisce a stabilizzare l'eccentricità orbitale di 0,0041 che a sua volta costituisce la fonte principale di calore per la sua attività geologica.[4] Senza questa eccentricità, l'orbita di Io sarebbe circolare, riducendo così la sua attività geologica in seguito alla stabilizzazione mareale.

Come gli altri satelliti di Giove e la Luna terrestre, la rotazione di Io è in sincronia con il suo periodo orbitale e pertanto il satellite mostra sempre la stessa faccia a Giove. Questa sincronia è utilizzata anche nella definizione del sistema longitudinale del satellite. Il meridiano fondamentale di Io interseca i due poli nord e sud e l'equatore nel punto sub-gioviano; tuttavia non è ancora stata identificata nessuna caratteristica superficiale da assegnare come riferimento univoco per questo meridiano. Il lato rivolto verso il pianeta viene detto emisfero sub-gioviano, mentre il lato opposto viene chiamato emisfero anti-gioviano. Inoltre viene definito come emisfero anteriore il lato rivolto nella direzione del moto e emisfero posteriore quello volto nella direzione opposta.[5]

Atmosfera[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Atmosfera di Io.

Io possiede una sottile atmosfera, composta principalmente da diossido di zolfo (SO2) con minori percentuali di monossido di zolfo (SO), cloruro sodico (NaCl), zolfo atomico e ossigeno.[6] L'atmosfera è fortemente influenzata dalle radiazioni presenti nella magnetosfera di Giove, che la depredano costantemente dei suoi costituenti, e dagli episodi di vulcanismo sulla luna, che contribuiscono a ricostituirla.[6] Presenta una struttura non uniforme, con una densità maggiore in corrispondenza dell'equatore, dove la superficie è più calda e dove sono collocati i principali coni vulcanici;[7] qui si concentrano anche i principali fenomeni atmosferici. I più evidenti dalla Terra sono le aurore (che su Io sono quindi equatoriali e non polari).

L'atmosfera mostra variazioni significative nella densità e nella temperatura in funzione dell'ora del giorno, della latitudine, dell'attività vulcanica e della brina superficiale. La pressione massima varia tra 3,3 × 10−5  e 3 × 10−4 Pa (pari rispettivamente a 0,3 e 3 nbar) osservate nell'emisfero opposto a Giove e lungo l'equatore, soprattutto nel primo pomeriggio quando la temperatura della superficie raggiunge il suo picco massimo.[6][8][9] Nei pennacchi vulcanici sono stati osservati anche picchi localizzati con pressioni tra 5 × 10−4  e 40 × 10−4 Pa (da 5 a 40 nbar).[10]

La pressione raggiunge invece i valori minimi durante la notte, quando scende a punte comprese tra 0,1 × 10−7  e 1 × 10−7 Pa (tra 0,0001 e 0,001 nbar).[6][8]

La temperatura dell'atmosfera oscilla tra quella della superficie alle basse altitudini, dove il vapore del biossido di zolfo è in equilibrio con la sua brina superficiale, fino ai 1 800 K alle grandi altitudini dove il sottile spessore atmosferico permette il riscaldamento generato dal toro di plasma e dall'effetto Joule del flusso magnetico.[6][8]

La bassa pressione limita gli effetti dell'atmosfera sulla superficie, eccetto per la ridistribuzione temporanea del biossido di zolfo da aree ricche di brina a zone povere e dell'espansione delle dimensioni degli anelli di deposito del materiale dei pennacchi quando esso rientra nella più densa atmosfera del lato illuminato.[6][8]

Un'atmosfera sottile implica anche che eventuali futuri moduli di atterraggio di sonde spaziali non necessiteranno di scudi termici di protezione e richiederanno invece retrorazzi per garantire un atterraggio morbido. D'altra parte questo stesso spessore sottile implicherà una più efficace schermatura dalle radiazioni provenienti da Giove che sarebbero invece attenuate da un'atmosfera più spessa.

Superficie[modifica | modifica sorgente]

Rotazione della superficie di Io. L'anello rosso corrisponde al vulcano Pele.

La caratteristica più evidente ed importante della superficie di Io è la presenza di numerosissimi vulcani attivi: ne sono stati identificati dalle varie sonde oltre 150 e, sulla base di queste osservazioni, si può stimare che siano presenti fino a 400 vulcani.[11] Si tratta probabilmente del corpo più geologicamente attivo del sistema solare.[12][11] A differenza dei vulcani terrestri, i vulcani di Io emettono zolfo e biossido di zolfo.

La superficie di Io è costellata da oltre un centinaio di montagne che si sono sollevate a causa delle enormi compressioni che si verificano alla base della sua crosta di silicati. Alcuni di questi picchi sono più alti del Monte Everest terrestre.[13] A differenza di molti altri satelliti del sistema solare esterno, che sono in genere costituiti di ghiaccio d'acqua, Io è principalmente costituito di rocce silicee che circondano un nucleo di ferro fuso o di solfuro di ferro.
Gran parte della superficie del satellite è caratterizzata da estese pianure ricoperte di zolfo e biossido di zolfo ghiacciato.

Vulcanismo di Io[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Vulcanismo su Io.

L'energia richiesta dall'attività vulcanica del satellite deriva probabilmente dalle forze di marea sprigionate dall'interazione tra Io, Giove e altri due satelliti naturali del pianeta, Europa e Ganimede.[14] I tre satelliti si trovano in risonanza orbitale reciproca, in modo che Io completi due orbite per ogni orbita di Europa, la quale a sua volta completa due orbite per ogni orbita di Ganimede. Sebbene Io rivolga sempre lo stesso emisfero verso Giove (per un fenomeno di rotazione sincrona), l'interazione gravitazionale con Europa e Ganimede provoca periodiche oscillazioni che finiscono per causare allungamenti e contrazioni di Io fino a variare il suo diametro anche di 100 m e generano calore a causa della frizione interna.

Alcuni dei pennacchi vulcanici di Io sono stati visti estendersi per oltre 500 km al di sopra della superficie prima di ricadere.[15] Il materiale espulso può raggiungere la velocità di circa km/s. Le eruzioni vulcaniche cambiano rapidamente: nei quattro mesi trascorsi fra l'arrivo del Voyager 1 e quello del Voyager 2 alcune eruzioni si erano placate, mentre ne erano iniziate delle nuove. Anche i depositi piroclastici circondanti i pennacchi erano cambiati.

Un'altra fonte di energia ipotizzata per spiegare il vulcanesimo di Io è dovuta al suo moto all'interno dell'intenso campo magnetico di Giove, che induce notevoli correnti elettriche nel suo mantello liquido. Anche se poco rilevanti rispetto all'energia derivante dal riscaldamento mareale, queste correnti possono teoricamente trasferire fino a 1 000 GW di potenza, con una differenza di potenziale di 400 000 V. Esse sottraggono ad Io atomi ionizzati ad un ritmo di una tonnellata al secondo. Un ulteriore fenomeno fisico che coinvolge la magnetosfera gioviana è la sua interazione con il plasma eiettato dalle bocche vulcaniche: il materiale espulso va ad alimentare un toro di intensa radiazione che circonda Giove e risulta visibile in modo evidente nell'ultravioletto. Le particelle che sfuggono da questo toro sono parzialmente responsabili dell'insolita dimensione della magnetosfera di Giove, perché contribuiscono ad aumentarne l'estensione esercitando una pressione radiativa dal suo interno.

La posizione di Io relativamente alla Terra e a Giove ha un forte effetto sulle emissioni radio gioviane: quando Io è visibile esse aumentano considerevolmente.

I dati rilevati dalla sonda Galileo sembrano indicare che Io possieda un campo magnetico proprio.

Altre formazioni[modifica | modifica sorgente]

Oltre agli edifici vulcanici la superficie di Io ospita alte montagne la cui genesi non è ancora ben compresa, numerosi laghi di zolfo fuso, caldere vulcaniche profonde anche chilometri ed estese colate, lunghe anche centinaia di chilometri, di fluidi a bassa viscosità (forse qualche forma di zolfo o silicati fusi). Lo zolfo ed i suoi composti presentano una grande varietà di colori e sono responsabili della colorazione inusuale di Io. Alcune ipotesi sostengono che le montagne potrebbero essere degli enormi plutoni affiorati in superficie in seguito alle continue spinte tettoniche derivanti dalla fuoriuscita di lava dai principali centri vulcanici.

Eruzione vulcanica nella regione di Tvashtar ripresa dalla sonda New Horizons nel 2007.

Montagne[modifica | modifica sorgente]

Su Io si contano tra 100 e 150 montagne con un'altezza media di circa km, ma con un massimo di 17,5 km. Le montagne appaiono come grandi e isolate strutture, lunghe in media 157 km.[13] Queste dimensioni richiedono una struttura basata su robuste rocce silicee e non a base di zolfo.[16]

Nonostante l'intenso vulcanismo che da ad Io il suo caratteristico aspetto le montagne sembrano di origine tettonica, originate dalle forze compressive alla base della sua litosfera che provocano l'innalzamento della sua crosta attraverso un processo di fagliazione inversa.[17] Gli stress compressivi che portano alla formazione dei rilievi sono il risultato della subsidenza del materiale vulcanico che viene continuamente emesso.[17] La distribuzione globale della presenza dei rilievi appare opposta a quella dei vulcani; le montagne dominano nelle aree a scarsa densità vulcanica e viceversa.[18] Questo suggerisce che nella litosfera di Io vi siano grandi regioni dove dominano le forze compressive, che portano alla formazione di rilievi, o quelle estensive, che portano alla formazione di pateræ.[19] Tuttavia in taluni punti i monti e le pateræ arrivano a toccarsi, suggerendo che il magma abbia sfruttato le fratture innescatesi durante la formazione dei rilievi per raggiungere la superficie.[20]

Le montagne di Io non hanno le caratteristiche tipiche dei vulcani e, sebbene molti siano ancora i dubbi sulla loro formazione, forniscono interessanti indicazioni sull'entità dello spessore crostale che le contiene. Per essere in grado di contenere le profonde radici di questi rilievi si è stimato uno spessore della crosta non inferiore a 30 km. Sono in fase di studio alcune interessanti correlazioni con alcune caldere situate nelle loro immediate vicinanze. Fra i rilievi degni di nota possiamo citare Boosaule Montes (17,5 km), Euboea Montes (13,4 km), Ionian Mons (12,7 km), Hi'iaka Montes (11,1 km) ed Haemus Montes (10,8 km). Sembra che gli Euboea Montes si siano formati per l'innalzamento di un enorme plutone poi inclinatosi di circa 6 gradi. Questa inclinazione avrebbe poi favorito la formazione di frane sul loro versante settentrionale anche grazie alla continua erosione causata dalla sublimazione di biossido di zolfo durante le ore diurne.

Lave[modifica | modifica sorgente]

L'analisi dei dati spettroscopici e delle immagini inviate a Terra dalle sonde Voyager verso la fine degli anni settanta del XX secolo portò a concludere che le colate di lava sulla superficie di Io erano composte da vari derivati dello zolfo fuso. Osservazioni successive, condotte da Terra nella banda dell'infrarosso, hanno rivelato che esse sono troppo calde per essere costituite da zolfo liquido: i punti più caldi possono raggiungere i 2000 K (anche se la temperatura media è prossima ai 1300 K). Un'ipotesi è che le lave di Io siano composte di rocce silicee fuse con composizione che può variare dal basalto alla komatiite. Recenti osservazioni condotte col Telescopio Spaziale Hubble indicano che il materiale potrebbe essere ricco di sodio. Non è escluso che le diverse regioni di Io possano essere caratterizzate dalla presenza di differenti materiali. Il 12 maggio 2011 viene pubblicato uno studio di ricercatori dell'Università della California a Los Angeles, dell'Università della California a Santa Cruz e dell'Università del Michigan ad Ann Arbor, basato sui dati trasmessi dalla sonda Galileo, che dimostra la presenza di un "oceano" di magma fuso o parzialmente fuso[21].

Acqua[modifica | modifica sorgente]

A differenza delle altre lune galileiane, Io non possiede praticamente acqua. Diverse possono essere le ipotesi sull'argomento. Una è probabilmente il calore eccessivo causato da Giove, che durante la formazione del satellite lo surriscaldò a tal punto da espellere tutti gli elementi volatili, non riuscendo tuttavia a fare altrettanto per gli altri satelliti medicei situati a distanze più elevate. Alcuni sostengono che la continua fuoriuscita di lava sulla superficie di Io possa aver esaurito la quantità di acqua esistente a causa della sua maggiore volatilità rispetto al biossido di zolfo. Altri invece pensano che l'acqua esista in profondità ma non viene rilevata spettroscopicamente a causa della sua instabilità sulla superficie di Io anche basandosi sull'ipotesi che, in assenza di acqua, la densità del magma sarebbe troppo alta per permetterne la risalita verso la superficie causando la possibile formazione di una camera magmatica che poi solidificherebbe in seguito al raffreddamento nella crosta. Tuttavia recenti studi hanno mostrato come il ruolo dell'acqua nel vulcanismo di Io viene svolto dal biossido di zolfo che, interagendo con i magmi in risalita, favorisce processi di vulcanismo freatomagmatico.

Struttura interna[modifica | modifica sorgente]

La struttura interna di Io.

A differenza della maggior parte dei satelliti del sistema solare esterno, Io sembra presentare una composizione analoga a quella dei pianeti terrestri, composti in prevalenza di rocce silicee fuse. I dati della sonda Galileo suggeriscono che Io abbia un nucleo di ferro (in cui forse è presente anche del solfuro di ferro) del raggio di almeno 900 km.

Quando le immagini del Voyager 1 arrivarono a Terra nel 1979, ci si aspettava di osservare sulla superficie di Io un gran numero di crateri che potessero permettere di calcolare l'età dell'oggetto. A differenza degli altri satelliti naturali di Giove, tuttavia, Io manca completamente di crateri a causa della fortissima attività vulcanica che ne trasforma continuamente il territorio. La superficie di Io è giovane almeno quanto quella della Terra, e le formazioni geologiche visibili oggi si sono formate in tempi relativamente recenti. Per confronto, le superfici pesantemente craterizzate di vari corpi celesti, considerate vecchie, sono rimaste immutate per miliardi di anni, a parte qualche occasionale nuovo cratere: è tipicamente il caso di Mercurio e della Luna.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b R. O. Fimmel, et al., First into the Outer Solar System in Pioneer Odyssey, NASA, 1977. URL consultato il 5 giugno 2007.
  2. ^ J. D. Anderson, et al., Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10 in Science, vol. 183, n. 4122, 1974, pp. 322–323. Bibcode:1974Sci...183..322A, DOI:10.1126/science.183.4122.322, PMID 17821098.
  3. ^ Pioneer 11 Images of Io in Galileo Home Page. URL consultato il 21 aprile 2007.
  4. ^ S. J. Peale, et al., Melting of Io by Tidal Dissipation in Science, vol. 203, n. 4383, 1979, pp. 892–894. Bibcode:1979Sci...203..892P, DOI:10.1126/science.203.4383.892, PMID 17771724.
  5. ^ R. M. C. Lopes, D. A. Williams, Io after Galileo in Reports on Progress in Physics, vol. 68, n. 2, 2005, pp. 303–340. Bibcode:2005RPPh...68..303L, DOI:10.1088/0034-4885/68/2/R02.
  6. ^ a b c d e f E.; et al. Lellouch, Io's atmosphere in Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (a cura di), Io after Galileo, Springer-Praxis, 2007, pp. 231–264. ISBN 3-540-34681-3.
  7. ^ P. D. Feldman, et al., Lyman-α imaging of the SO2 distribution on Io in Geophys. Res. Lett., vol. 27, 2000, pp. 1787–1790. DOI:10.1029/1999GL011067.
  8. ^ a b c d A. C. Walker, et al., A Comprehensive Numerical Simulation of Io's Sublimation-Driven Atmosphere in Icarus, in, press, n. 1, 2010, p. 409. Bibcode:2010Icar..207..409W, DOI:10.1016/j.icarus.2010.01.012.
  9. ^ A. C. Spencer, et al., Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io's SO2 atmosphere in Icarus, vol. 176, n. 2, 2005, pp. 283–304. Bibcode:2005Icar..176..283S, DOI:10.1016/j.icarus.2005.01.019.
  10. ^ J. C. Pearl, et al., Identification of gaseous SO2 and new upper limits for other gases on Io in Nature, vol. 288, n. 5725, 1979, pp. 757–758. Bibcode:1979Natur.280..755P, DOI:10.1038/280755a0.
  11. ^ a b R. M. C. Lopes et al., Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys in Icarus, vol. 169, 2004, pp. 140–174. DOI:10.1016/j.icarus.2003.11.013.
  12. ^ Rosaly MC Lopes, Io: The Volcanic Moon in Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson (a cura di), Encyclopedia of the Solar System, Academic Press, 2006, pp. 419–431. ISBN 978-0-12-088589-3.
  13. ^ a b P. Schenk, et al., The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo in Journal of Geophysical Research, vol. 106, n. E12, 2001, pp. 33201–33222. Bibcode:2001JGR...10633201S, DOI:10.1029/2000JE001408.
  14. ^ S. J. Peale et al., Melting of Io by Tidal Dissipation in Science, vol. 203, n. 4383, 1979, pp. 892–894. DOI:10.1126/science.203.4383.892.
  15. ^ P. E. Geissler; M. T. McMillan, Galileo observations of volcanic plumes on Io in Icarus, vol. 197, 2008, pp. 505–518. DOI:10.1016/j.icarus.2008.05.005.
  16. ^ G. D. Clow, Carr, M. H., Stability of sulfur slopes on Io in Icarus, vol. 44, n. 2, 1980, pp. 268–279. Bibcode:1980Icar...44..268C, DOI:10.1016/0019-1035(80)90022-6.
  17. ^ a b P. M. Schenk, Bulmer, M. H., Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements in Science, vol. 279, n. 5356, 1998, pp. 1514–1517. Bibcode:1998Sci...279.1514S, DOI:10.1126/science.279.5356.1514, PMID 9488645.
  18. ^ W. B. McKinnon, et al., Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting in Geology, vol. 29, n. 2, 2001, pp. 103–106. Bibcode:2001Geo....29..103M, DOI:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2.
  19. ^ P. J. Tackley, Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows in J. Geophys. Res., vol. 106, n. E12, 2001, pp. 32971–32981. Bibcode:2001JGR...10632971T, DOI:10.1029/2000JE001411.
  20. ^ D. Radebaugh, et al., Paterae on Io: A new type of volcanic caldera? in J. Geophys. Res., vol. 106, n. E12, 2001, pp. 33005–33020. Bibcode:2001JGR...10633005R, DOI:10.1029/2000JE001406.
  21. ^ L'immenso oceano di lava di Io - Le Scienze

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

  • (EN) A.G. Davies, Keszthelyi, L.P.; Harris, A.J.L., The thermal signature of volcanic eruptions on Io and Earth in Journal of Volcanology and Geothermal Research, vol. 194, n. 4, 2010, pp. 75-99. DOI:10.1016/j.jvolgeores.2010.04.009.

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

Altri progetti[modifica | modifica sorgente]

Collegamenti esterni[modifica | modifica sorgente]

Informazioni generali[modifica | modifica sorgente]

Filmati[modifica | modifica sorgente]

Immagini[modifica | modifica sorgente]

Mappe[modifica | modifica sorgente]

Riferimenti addizionali[modifica | modifica sorgente]


Satelliti naturali di Giove Il sistema di anelli di Giove
Gruppo di Amaltea: MetisAdrasteaAmalteaTebe
Satelliti medicei: IoEuropaGanimedeCallisto
Gruppo di Imalia: LedaImaliaLisiteaElara
Gruppo di Ananke: AnankePrassidiceArpaliceGiocastaEuanteTioneEuporiaS/2003 J 3S/2003 J 18TelsinoeEliceOrtosiaS/2003 J 16ErmippeMnemeS/2003 J 15S/2010 J 2
Gruppo di Carme: ErseS/2003 J 10PasiteaCaldeneArcheIsonoeErinomeCaleEtnaTaigeteS/2003 J 9CarmeS/2003 J 5S/2003 J 19CaliceEuceladeCallicore
Gruppo di Pasifae: EuridomeS/2003 J 23EgemonePasifaeSpondeCilleneMegacliteS/2003 J 4CalliroeSinopeAutonoeAedeCoreS/2010 J 1S/2011 J 2
Altre: TemistoCarpoS/2003 J 12S/2003 J 2S/2000 J 11S/2011 J 1
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