Io (műholdas)

Az Ió [to 7] ( ógörögül Ἰώ ) a Jupiter műholdja , a négy galileai műhold közül a legközelebb a bolygóhoz . A mitológiai Io tiszteletére nevezték el  - Héra papnőjének és Zeusz kedvesének . Átmérője 3642 km, amivel a negyedik legnagyobb műhold a Naprendszerben .

Ez a műhold a Naprendszer geológiailag legaktívabb teste, több mint 400 aktív vulkánja van [9] [10] . Ez a tevékenység a műhold belsejének időszakos felmelegedésének köszönhető a súrlódás következtében, ami nagy valószínűséggel a Jupiter , az Európa és a Ganümédész árapály-gravitációs hatásainak köszönhető . Egyes vulkánoknál a kén- és kén-dioxid-kibocsátás olyan erős, hogy akár 500 kilométeres magasságba is emelkedik. Az Io felszínén több mint száz hegyet láthatunk, amelyek a műhold szilikátkéregének tövében összenyomódás következtében nőttek ki . E csúcsok némelyike ​​magasabb, mint a Chomolungma [11]  – például a South Boosavla -hegy kétszer olyan magas. Ellentétben a legtöbb külső Naprendszer holdjával (amelyek többnyire vízjég ), az Io elsősorban szilikát kőzetekből áll, amelyek egy olvadt vas vagy vas-szulfid magot vesznek körül. Az Io felületének nagy részét kénnel vagy fagyott kén-dioxiddal borított síkságok borítják.

A vulkanizmus adja Io felületének egyedi jellemzőit. A vulkáni hamu és lávafolyamok folyamatosan változtatják a felületet, és a sárga, fehér, piros, fekete és zöld különböző árnyalataira festik (főleg az allotrópok és a kénvegyületek miatt). Az Io-n folyó lávafolyamok hossza eléri az 500 kilométert. A vulkáni kilökődés létrehozza az Io vékony, inhomogén atmoszféráját és plazmaáramlásokat a Jupiter magnetoszférájában, beleértve a körülötte lévő hatalmas plazmatóruszt.

Io jelentős szerepet játszott a csillagászat fejlődésében a 17-18. Más galileai műholdakkal együtt Galileo Galilei fedezte fel 1610-ben. Ez a felfedezés hozzájárult a naprendszer kopernikuszi modelljének elfogadásához, a bolygók mozgására vonatkozó Kepler- törvények kidolgozásához és a fénysebesség első méréséhez . Az Io-t csak fényes pontként figyelték meg egészen a 19. század végéig és a 20. század elejéig, amikor is láthatóvá vált felszínének legnagyobb részletei - a sötétvörös sarki és fényes egyenlítői régiók. 1979-ben két Voyager űrszonda bemutatta a világnak az Io-t, mint geológiailag aktív holdat, számos vulkánnal, nagy hegyekkel és egy viszonylag fiatal felszínnel, észrevehető becsapódási kráterek nélkül. A Galileo űrszonda az 1990-es években és a 2000-es évek elején több közeli átrepülést hajtott végre, és adatokat nyert az Io felszínének belső szerkezetéről és összetételéről. Ezek az űrszondák kapcsolatokat is felfedeztek a Hold és a Jupiter magnetoszférája, valamint az Io pályáján lévő sugárzási öv között. Egy személy az Io felszínén körülbelül 3600 rad (36 Gy ) elnyelt sugárdózist kapna naponta [12] .

Az Io-t később 2000-ben a Cassini-Huygens űrszonda, 2007-ben a New Horizons űrállomás , valamint a technológiai fejlődésnek köszönhetően földi teleszkópok és a Hubble űrteleszkóp figyelte meg.

Nómenklatúra

Bár Simon Mariust nem ismerték fel a galileai műholdak felfedezőjeként, a nekik adott neveket elfogadták. 1614-ben jelent meg Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici című kiadványa , amelyben a Jupiter legközelebbi műholdjainak nevét javasolta, köztük a "Mercury Jupiterian" vagy az első "Jupiteri bolygó" [13] . Támogatta Johannes Kepler 1613-ban tett javaslatát, hogy a bolygó műholdait a szeretett Zeuszról vagy római megfelelőjéről nevezzék el . A belső holdak közül a legnagyobbat, az Iót , a görög mitológiából Ióról nevezte el [13] [14] . Aztán a Mari által javasolt nevek feledésbe merültek, és a XX. század közepéig használaton kívül voltak. A korábbi irodalomban az Io-t a bolygóhoz való kötődése miatt emlegetik egy római számmal, mint például a „ Jupiter I ”, vagy egyszerűen „a Jupiter első holdja”.

Io domborművének részletei Io mítoszának szereplőiről és helyeiről, a tűz, a vulkánok, a Nap és a mennydörgés különböző mítoszaiból származó isteneiről, valamint Dante pokolgépének a felszínre alkalmas szereplőiről és helyeiről kapták a nevét. vulkáni természetű. [15] Amióta a Voyager 1 kellő részletességgel feltárta Io felszínét, 225 vulkánt, hegyet, fennsíkot és magas albedó régiót neveztek el. A nevezett domborműrészletek a következő típusúak: patera ( latin patera ) szabálytalan alakú vulkáni kráter, áramlás ( fluctus ) lávafolyás, völgy ( vallis ) lávacsatorna, kitörési központ  olyan terület, ahol az első jelek egy kitörésről látható egy hegy ( mons ), asztalhegy ( mensa ), kupola ( tholus ), fennsík ( planum ), régió ( regio ) [15] . Az elnevezett építmények példái a Pan asztalhegye, a Tvashtara patera és a Colchis területe [16] .  

Észrevételek

Io első megfigyelését Galileo Galilei végezte 1610. január 7-én. A Padovai Egyetemen általa tervezett, 20-szoros nagyítású refraktor segítségével láthatta . Az első megfigyelésre azonban nem tudta elválasztani az Io-t a Jupiter másik holdjától, az Európától  , és egyetlen objektumként jelölte meg őket. De már másnap – 1610. január 8-án – külön látta őket (ezt a dátumot ismeri el az IAU Io felfedezésének dátumaként) [1] . Az Io és más galilei műholdak felfedezését Galileo publikálta Sidereus Nunciusban 1610 márciusában [17] . Simon Marius 1614-ben megjelent Mundus Jovialis című művében azt állította, hogy már 1609-ben megfigyelte az Iót és a Jupiter más holdjait, egy héttel azelőtt, hogy Galilei felfedezte őket. Kétségeit fejezte ki ezen állítások hitelességével kapcsolatban, és Marius kijelentését plágiumnak minősítette. Marius első feljegyzett megfigyelése azonban a Julianus-naptár szerint 1609. december 29-én kelt, ami a Galilei által használt Gergely-naptár szerint 1610. január 8-nak felel meg [18] . Mivel Galilei volt az első, aki publikálta a művet, az ő nevéhez fűződik a felfedezés [19] .

A következő két évszázadban az Io-n semmilyen részletet nem lehetett felfedezni: csak 5. magnitúdójú fénypontként figyelték meg . A 17. században az Io-t és más galileai műholdakat különféle célokra használták: segítségükkel a tengerészek meghatározták a hosszúságot [20] , tesztelték a Kepler-féle bolygómozgások harmadik törvényét , és meghatározták azt az időt is, ameddig a fény megteszi a Jupiter közötti távolságot . és a Föld [17] . A csillagászok, például Giovanni Cassini által megszerzett efemeridek alapján Pierre-Simon Laplace matematikai elméletet alkotott, amely megmagyarázza Io, Europa és Ganymedes orbitális rezonanciáit [17] . Később kiderült, hogy ezek a rezonanciák mély hatást gyakorolnak e három műhold geológiájára.

A 19. század végén és a 20. század elején a teleszkóptechnológia javult, és jobb felbontású teleszkópok jelentek meg . Ez lehetővé tette a csillagászok számára, hogy az Io felszínén nagy léptékű objektumokat lássanak. Az 1890-es években Edward Barnard volt az első csillagász, aki meglátta az Io egyenlítői és sarki régiói között a fényességbeli különbségeket, és helyesen sejtette, hogy ezek e régiók színének és albedójának különbségéből adódnak , nem pedig azért, mert az Io ovális (a javaslat szerint). William Pickering csillagász ), vagy mert az egyenlítői és a sarki régió két különálló entitás (amint azt eredetileg Barnard javasolta) [21] [22] [23] . Az Io felszínének újabb teleszkópos megfigyelései megerősítették a különbséget a vörösesbarna poláris régió és a sárga-fehér egyenlítői régió között [24] .

A 20. század közepén Io teleszkópos megfigyelései szélsőséges geológiai aktivitására utaltak. A spektrográfiai megfigyelések azt mutatták, hogy az Io felszínén valószínűleg nincs vízjég (más galileai műholdakon bőven megtalálható volt) [25] . Ugyanezek a megfigyelések azt mutatják, hogy a nátrium- és kénsók dominálnak a műhold felszínén [26] . Az Io radioteleszkópos megfigyelései kimutatták a Jupiter magnetoszférájára gyakorolt ​​hatását , amint azt a dekaméteres hullámokon a műhold keringési periódusával megegyező periódusú kitörések bizonyítják [27] .

A tudomány számára fontos volt az Io okkultációja a Beta Scorpii csillagon [28] 1971. május 14-én 2:00 UTC -kor [29] , ami rendkívül ritka esemény egy ilyen fényes csillagnál. 1972-ben lehetővé tette az Io átlagos sugarának nagyon jó becslését: 1818±5 km [30] .

"Pioneer"

Az első űrszonda, amely megközelítette az Iót, a Pioneer 10 és a Pioneer 11 ikerűrhajók voltak , amelyek 1973. december 3-án, illetve 1974. december 2-án repültek a közelében [31] . Rádiós követésük lehetővé tette az Io tömegének tisztázását. Ezek az adatok a méretére vonatkozó adatokkal együtt azt mutatták, hogy az Io a legnagyobb sűrűségű a galilei műholdak közül, és szilikát kőzetekből áll, nem vízjégből [32] . A Pioneers segítségével az Io légkörének vékony rétegét és a pályája közelében intenzív sugárzási övet is észre lehetett venni. A Pioneer 11 fedélzetén lévő kamera jó képet adott Io északi sarkvidékéről [33] . A Pioneer-10-nek is részletes képeket kellett volna készítenie, de ezek a megfigyelések meghiúsultak a berendezés nem megfelelő működése miatt magas sugárzás mellett [31] .

Voyager

A Voyager 1 és Voyager 2 ikerszondák 1979-ben az Io melletti elrepülései a továbbfejlesztett képalkotó rendszerüknek köszönhetően sokkal részletesebb képeket készítettek a Holdról. A Voyager 1 1979. március 5-én 20 600 kilométeres távolságból haladt el a műhold mellett [34] . Az ezen átrepülés során készült képek egy különös, sokszínű tájat mutattak be, amelyen nincsenek becsapódási kráterek [35] . A nagy felbontású képeken egy viszonylag fiatal felszín látható, furcsa alakú gödrökkel, a Chomolungma feletti hegyekkel és egy lávafolyamra emlékeztető anyaggal.

Nem sokkal a Voyager 2 elrepülése után a Voyager navigációs mérnöke, Linda Morabito az egyik képen egy csóvát vett észre a felszínről [36] . A Voyager 1 képeinek elemzésekor kilenc ilyen csóvát vettek észre, ami bizonyítja a vulkáni tevékenység jelenlétét az Io-n [37] . Stan J. Peel, Patrick Cassin és R. T. Reynolds jósolta meg röviddel a Voyager 1 képei előtt. A szerzők számításai szerint az Io belsejében jelentős időszakos felmelegedést kell tapasztalni, amelyet Io Ganümédesszel és Európával való pályarezonanciája okoz [38] . A Voyager 1 adatai azt mutatták, hogy az Io felszínén a kén és a fagyott kén-oxid dominál . Az Io légkörének vékony rétegében és a pályáján koncentrálódó plazmatóruszban is dominálnak (ami a Voyager-megfigyelésekből is következik) [39] [40] [41] .

A Voyager 2 1979. július 9-én 1 130 000 kilométerre haladt el Iótól . Bár az űrszonda nem úgy közelítette meg a Holdat, mint a Voyager 1 , a képeik összehasonlítása több felszíni változást is feltárt, amelyek az elrepülések közötti négy hónap során történtek. Ezenkívül az Io megfigyelései, miután a Voyager 2 eltávolodott a Jupiter rendszertől, azt mutatta, hogy a márciusban megfigyelt kilenc csóva közül hét aktív volt 1979 júliusában, és csak a Pele vulkán tűnt passzívnak [42] .

"Galileo"

A Galileo űrszonda 1995-ben érte el a Jupitert (hat évvel a Földről való kilövés után). Célja a Voyager kutatás és az elmúlt évek földi megfigyelései folytatása és finomítása volt. Az Io elhelyezkedése a Jupiter egyik legintenzívebb sugárzási övezetében kizárta a hosszú, közeli vizsgálatok lehetőségét, de a Galileo egészen közel repült Io-hoz, mielőtt a pályára állt, amely ahhoz szükséges, hogy eleget tegyen fő feladatának, a Jupiter-rendszer részletes tanulmányozásának. Bár egyetlen kép sem készült ezen 1995. december 7-i elrepülés során, de jelentős eredményeket hozott: az Io vasmagját fedezték fel, hasonlóan a Naprendszer sziklás bolygóinak magjához [43] .

A közeli képek hiánya és a beérkező adatok mennyiségét nagymértékben korlátozó mechanikai hibák ellenére a Galileo több jelentős felfedezést tett a fő küldetés során. Tanúja volt a Pillana Patera nagy kitörésének, és meg tudta erősíteni, hogy a vulkáni kilövellés magnéziumban gazdag szilikát magmából, valamint bázikus és ultramafikus összetételből állt [44] . Az Io filmezését a Galileo szinte minden forradalmánál végezték fő küldetése során. Ez lehetővé tette számos aktív vulkánt (a magma és a vulkáni tömbök hősugárzásának köszönhetően), számos, változatos morfológiájú hegyet, valamint néhány felszíni változást a Voyager és a Galileo megfigyelések közötti intervallumban, valamint az intervallumban. Galilei forradalmak között [45] . A Jupiter körüli 35 Galileo -pályából 7-et az Io tanulmányozására terveztek (maximális megközelítés - 102 km, 2002. január 17-én történt).

A Galileo küldetését kétszer is meghosszabbították, 1997-ben és 2000-ben. E küldetésbővítések során az űrszonda háromszor repült el Io mellett 1999 végén és 2000 elején, valamint háromszor 2001 végén és 2002 elején. Ezen átrepülések során végzett megfigyelések kimutatták az Io vulkánjaiban és hegyeiben lezajló geológiai folyamatokat, kizárták a mágneses mező jelenlétét, és kimutatták a vulkáni tevékenység mértékét [45] . 2000 decemberében a Cassini űrszonda a Jupiter rendszer közelében haladt el a Szaturnusz felé vezető úton, és megfigyeléseket végzett a Galileóval. Aztán egy új csóvát fedeztek fel a Tvashtar ösvényeken , és Io [46] kisugárzását jobban megértették . Ezenkívül a Cassini új adatokat szerzett az Io által alkotott plazmatóruszról érzékeny ultraibolya spektrométerével . A Thor ionizált atomokból és kénmolekulákból áll, más anyagok keverékével. A tórusz meridionális szakasza ellipszis alakú, hasonló tengelyekkel [47] .

Későbbi megfigyelések

Miután a Galileo küldetés 2003. szeptember 21-én befejeződött, és a készülék a Jupiter légkörében leégett, az Io-megfigyeléseket csak földi és űrteleszkópokkal végezték. Külön kiemelhetők a hawaii Keck Obszervatóriumban adaptív optika segítségével készült felvételek és a Hubble távcső felvételei, amelyek lehetővé teszik a tudósok számára, hogy a Jupiter rendszerben űrhajók segítsége nélkül is kövessék az Io-n aktív vulkánokat [ 48] [49] .

A Plútó és a Kuiper-öv felé tartó New Horizons űrszonda 2007. február 28-án elrepült a Jupiter rendszer mellett, beleértve az Io-t is. Az elrepülés során sok távoli megfigyelést végeztek Ioról. Köztük vannak képek a tvaštarai nagy csóváról, amelyek a Pele csóva 1979-es megfigyeléseivel együtt lehetővé tették az első részletes megfigyeléseket az Io vulkáni csóva legnagyobb osztályáról [50] . A New Horizons űrszonda a Girru Patera közelében lévő vulkánt is fel tudta venni a kitörés korai szakaszában, valamint számos vulkánkitörést, amelyek a Galileo küldetés befejezése óta történtek [50] .

Jelenleg két küldetést terveznek a Jupiter-rendszer tanulmányozására. A NASA által 2011. augusztus 5-én felbocsátott Juno űrszonda [51] korlátozott képalkotási képességekkel rendelkezik, de a JIRAM közeli infravörös spektrométerével képes figyelni az Io vulkáni tevékenységét. Az űrszonda 2016. július 5-én lépett a Jupiter sarki pályájára. A 2009 februárjában jóváhagyott közös ( NASA / ESA / Roskosmos ) űrprogram, az „ Europa Jupiter System Mission ” a tervek szerint 2020-ban zajlik. A felbocsátandó járművek száma kettőtől négyig változik: Jupiter Europa Orbiter (NASA), Jupiter Ganymede Orbiter (ESA) [52] , Jupiter Magnetospheric Orbiter (JAXA) és Jupiter Europa Lander (Roskosmos ). Az Io feltárása csak a Jupiter Europa Orbiternél van napirenden, amely 2025-ben és 2026-ban négyszer elrepíti az Iót, mielőtt Európa körüli pályára állna . Az ESA e küldetéshez való hozzájárulása továbbra is versenyben van a többi űrprojektje által nyújtott finanszírozásért [53] . A NASA által már jóváhagyott küldetéseken kívül számos más speciálisabb küldetést is javasoltak. Az egyik küldetés, az Io Volcano Observer, 2015-ben indult volna Discovery-osztályú küldetésként, és több Io elrepülését is magában foglalta volna, de továbbra is a küldetés koncepciójának fázisában van [54] .

Keringés és forgás

Io pályája 421 700 km -re található a Jupiter központjától és 350 000 km -re a felső felhőrétegtől. Az Io a Jupiter ötödik legkülső holdja és a galileai holdak legbelső holdja . Keringési pályája Théba és Európa között fekszik . A Jupiter körüli teljes forradalom 42,5 órát vesz igénybe (elég gyors ahhoz, hogy mozgása észrevehető legyen egyetlen éjszaka alatt). Io 2:1-es keringési rezonanciában van Európával és 4:1-es orbitális rezonanciában a Ganümédesszel , vagyis van ideje megfordulni a Jupitert 2-szer egy Európa-forradalom alatt, és 4-szer egy-egy Ganümédesszel. Ez a rezonancia fenntartja az Io orbitális excentricitását (0,0041), ami a műhold jelentős geoaktivitásának fő oka ( részletesebb magyarázatért lásd a Tidal Heating című részt) [38] . Ilyen rezonancia nélkül az Io pályája az árapálygyorsulás miatt kerekedett volna , és valószínű, hogy a műhold geológiailag nem lett volna olyan aktív.

A többi galileai műholdhoz és a Föld Holdjához hasonlóan az Io is szinkron műhold : egyik féltekéje mindig a Jupiter felé néz. Ez az alapja az Io hosszúsági fokok meghatározására szolgáló rendszernek. Az elsődleges meridián egy ponton halad át, amely a Jupiter felé néz. A műhold pályája irányába irányított féltekét vezető féltekének, az ellenkező féltekét pedig szolga féltekének nevezzük [55] .

Kölcsönhatás a Jupiter magnetoszférájával

Az Io fontos szerepet játszik a Jupiter mágneses mezejének kialakításában . A Jupiter magnetoszférája másodpercenként 1 tonna sebességgel nyeli el a gázokat és a port az Io vékony légköréből [57] . Ez az anyag főleg ionizált és semleges kénből, oxigénből és klórból áll; atomos nátrium és kálium; molekuláris kén-dioxid és kén; valamint nátrium-klorid por [57] [58] . Az Io vulkánjai kilökődnek, belépnek a légkörébe, majd a Jupiter magnetoszférájába, és néha a bolygóközi térbe. Mindez az anyag összetételétől és ionizációs fokától függően a Jupiter magnetoszféra különböző semleges felhőibe és sugárzási öveibe kerül , és néha elhagyja a Jupiter rendszert.

Az Io-t kénből, oxigénből, nátriumból és káliumból álló atomfelhő veszi körül. Felületétől olyan távolságra nyúlik, amely körülbelül hat sugarával egyenlő. Ezek a részecskék a műhold felső légköréből származnak. Izgalomba jönnek a plazma tórusz részecskéivel való ütközések (amint az alábbiakban lesz szó) és más folyamatok az Io 's Hill szférában , ahol gravitációja felülmúlja a Jupiterét. Ennek az anyagnak egy része elhagyja a légkört, és a Jupiter körüli pályára áll. 20 órán belül ezek a részecskék elhagyják az Io-domb gömbjét, és egy banán alakú semleges felhőt alkotnak, amely akár 6 Jupiter-sugárra is kiterjedhet az Io-tól – akár az Io pályáján belül és a műhold előtt, akár az Io pályáján kívül és a műhold mögött [57] ] . A részecskéket gerjesztő ütközések időnként a plazma tóruszban lévő nátriumionokat is elektronokkal látják el, és a keletkező semleges atomok kirepülnek a tóruszból. Ezek a részecskék azonban továbbra is megtartják 70 km/s sebességüket (míg az Io keringési sebessége 17 km/s ), és anyagsugarakat képeznek az Io mögött [59] .

Az Io pályája az Io plazmatórusz néven ismert sugárzási övön belül halad át. Ez egy fánk alakú gyűrű ionizált kénből, oxigénből, nátriumból és klórból. A benne lévő plazma az Io-t körülvevő "felhő" semleges atomjaiból képződik, amelyeket a Jupiter magnetoszférája ionizál és elhord [57] . A semleges felhő részecskéitől eltérően ezek a részecskék a Jupiter körül a magnetoszférával együtt 74 km/s sebességgel keringenek . A Jupiter magnetoszférájának többi részéhez hasonlóan a plazma tórusz a Jupiter egyenlítője (és az Io pályasíkja) felé dől. Ez azt jelenti, hogy az Io a tórusz magja felett vagy alatt van. Mint fentebb megjegyeztük, ezen ionok nagyobb sebessége és energiája részben felelős a semleges atomok és molekulák Io légköréből és a kiterjedt semleges felhőből való kiszökéséért. A tórusz három részből áll: a külső "meleg" tóruszból, amely közvetlenül az Io pályáján túl található; egy függőlegesen széles tartomány, az úgynevezett "szalag", amely egy semleges forrástartományból, valamint egy hűtött plazmából áll, amely az Io pályájának tartományában helyezkedik el; valamint a belső része, a "hideg" tórusz, amely olyan részecskékből áll, amelyek lassan spiráloznak a Jupiter felé [57] . Körülbelül 40 nap elteltével a "meleg tóruszban" a részecskék elhagyják azt. Részben felelősek a Jupiter szokatlanul nagy magnetoszférájáért [60] . Az Io-ból származó részecskéket a New Horizons űrszonda érzékelői észlelték a magnetoszférikus plazma változásaiból, amelyek nagyon távol vannak a műholdtól (a mágnesfarokban). A plazma tóruszban lévő ilyen változások tanulmányozásához a kutatók mérik annak ultraibolya sugárzását. Bár az ilyen változásokat nem hozták véglegesen az Io (a plazma tóruszban található anyag fő forrása) vulkáni aktivitásának változásaihoz, úgy vélik, hogy ezeket egy semleges nátriumfelhő okozza [61] .

1992-ben a Jupiterhez közeledve az Ulysses űrszonda a Jupiter-rendszerből irányított porrészecskék áramlását rögzítette [62] . Az ezekben a patakokban lévő por több száz kilométer per másodperces sebességgel távolodik el a Jupitertől, mérete körülbelül 10 mikron , és főként nátrium-kloridból áll [58] [63] . A Galileo által végzett porvizsgálatok kimutatták, hogy a poráramlások az Io felszínéről származnak, de kialakulásának pontos mechanizmusa nem ismert: vulkáni tevékenység vagy az Io felszínével való ütközés eredménye lehet [64] .

A Jupiter mágneses erővonalai, amelyek az Io-t keresztezik, összekötik az Io légkörét és a semleges felhőt a Jupiter felső poláris atmoszférájával az Io fluxuscsöveként ismert elektromos áram segítségével [57] . Ez az áramlat felelős a jovi légkörben található aurorákért, amelyeket "Io nyomának" neveznek, valamint az Io légkörében lévő aurórákért. Az ezen a csövön áthaladó részecskék a Jupiter sarki régióit sötétnek teszik látható fényben. Az Io és "nyomának" a Jupiter légkörében a Földhöz és a Jupiterhez viszonyított elhelyezkedése nagyban befolyásolja a Jupiter megfigyelt rádiósugárzásának intenzitását: nagymértékben megnövekszik, ha az Io a látási zónában van [27] [57] . A Juno űrszonda , amely 2011. augusztus 5-én indult a Jupiterbe, és 2016 júliusában érkezett oda, az Io és a Jupiter magnetoszférája közötti kölcsönhatásra kell, hogy fényt derítsen. Az Io ionoszféráján áthaladó jovi mágneses erővonalak elektromos áramokat generálnak, amelyek mágneses teret hoznak létre az Io belsejében. Úgy gondolják, hogy az Io által indukált mágneses mező részben megolvadt szilikát magmában jön létre 50 kilométerrel a Hold felszíne alatt [65] . A Galileo hasonló indukált mágneses tereket talált a többi galilei műholdon, ahol feltehetően felszín alatti óceánok generálják azokat.

Szerkezet

Az Io nem hasonlít a legtöbb (sok jeget tartalmazó) gázbolygó holdjához , és elsősorban szilikátokból és vasból áll, hasonlóan a földi bolygókhoz . Az Io valamivel nagyobb, mint a Föld holdja, a Hold. Átlagos sugara hozzávetőleg 1821,3 kilométer (5%-kal több, mint a Hold átlagos sugara), tömege 8,9319 × 10 22 kg (körülbelül 21%-kal több, mint a Holdé). Az Io ellipszoid alakú , főtengelye a Jupiter felé mutat. A galileai műholdak közül tömegét és térfogatát tekintve az Io Ganymedes és Callisto után van , de Európa előtt van .

Belső szerkezet

A többnyire szilikát kőzetekből és vasból álló Io összetételében közelebb áll a szárazföldi bolygókhoz, mint a külső Naprendszer többi holdjához (amelyek főleg vízjégből és szilikátokból állnak). Az Io átlagos sűrűsége 3,5275 g/cm 3 , ami nagyobb, mint a többi galileai műholdaké (és még a Holdénál is), és ezzel az Io az első helyen áll a Naprendszer műholdai között [66] ] . A Voyager és Galileo tömeg-, sugár- és gravitációs kvadrupól -együtthatókon (a tömeg eloszlását egy objektumon belüli számok) alapuló modellek azt mutatják, hogy az Io vasból vagy vas-szulfidból álló magra és köpenyben gazdag kéregre rétegződik. szilikátok [43] . A fémes mag az Io tömegének körülbelül 20%-át teszi ki [67] . A magsugár a kéntartalomtól függ: ha tiszta vasból áll, akkor sugara 350-650 km -en belül van, ha vasból és kénvegyületekből áll, akkor 550-900 km -en belül . A Galileo magnetométer nem észlelte saját mágneses terét Io-ban, és ez azt jelzi, hogy a vasmagjában nincs konvekció [68] .

Az Io belső összetételének modellezése azt jósolja, hogy a köpeny legalább 75%-ban magnéziumban gazdag ásványi forszteritből áll, és összetétele hasonló az L - kondrit és LL-kondrit meteoritokhoz. A vas és a szilícium koncentrációjának aránya ott magasabb, mint a Holdon vagy a Földön , de alacsonyabb, mint a Marson [69] [70] . Az Io-n megfigyelt hőáramlás fenntartásához a köpeny 10-20%-ának olvadt formában kell lennie, bár azokon a területeken, ahol magas hőmérsékletű vulkanizmus figyelhető meg, az olvadt anyag aránya nagyobb lehet [71] . A Galileo magnetométer adatainak 2009-es újraelemzése azonban indukált mágneses mező jelenlétét mutatta ki az Io-n, amihez 50 km mélyen magma-óceánra van szükség [65] . A következő, 2011-ben publikált tanulmány közvetlen bizonyítékot szolgáltatott egy ilyen óceán létezésére [72] . Ez a réteg a becslések szerint 50 km vastag, és az Io köpenyének körülbelül 10%-át teszi ki. A hőmérséklet ott eléri az 1200 °C-ot. Nem ismert, hogy ez a 10-20%-os olvadás összeegyeztethető-e a jelentős mennyiségű olvadt szilikát állapotával ebben a valószínű magma-óceánban [73] . Az intenzív vulkanizmus következtében létrejött, bazaltból és kénből álló Io litoszféra vastagsága legalább 12 kilométer, de valószínűleg legfeljebb 40 kilométer [67] [74] .

Árapály fűtés

Az Io belső hőjének legvalószínűbb forrásának (ellentétben a Földdel és a Holddal) a műhold belsejének árapály -felmelegedését tartják [75] , ami az Io-nak az Európával és a Ganümédesszel való keringési rezonanciáinak eredménye [38] , nem pedig a radioaktív bomlás . Az ilyen melegítés függ az Io és a Jupiter távolságától, pályájának excentricitásától, belsejének összetételétől és fizikai jellemzőitől [71] . A Laplace-rezonancia Európával és Ganymedesszel fenntartja az Io excentricitását, és megakadályozza az Io pályájának lekerekítését, amely egyébként az árapály-energia disszipációja miatt következne be. Az orbitális rezonanciát az Io pályájának jelenlegi sugara is támogatja (különben a Jupiteren a dagályok arra kényszerítenék az Io-t, hogy lassan távolodjon tőle) [76] . Az Io árapály-dudorának magasságváltozása az apocenter és a periapsis között akár 100 méter is lehet. Ezen eltolódások során a súrlódás árapály-melegedést hoz létre az Io beleiben, és a műhold köpenyének és magjának jelentős részét megolvadva tartja. Ez lehetővé teszi a vulkáni tevékenységet [75] . Az árapály melegítése körülbelül 200-szor több hőt termel, mint a radioaktív bomlás [9] . Az Io "forró" vidékeiből származó hőáram mérése alapján végzett becslések azt mutatták, hogy az árapály-fűtés teljesítménye elérheti a (0,6 ... 1,6) × 10 8 MW -ot, ami két nagyságrenddel magasabb a teljesnél. az emberiség által fogyasztott energia ( 2×10 6 MW ). Az Io pályájának modelljei azt mutatják, hogy az Io belsejében az árapály-melegedés ereje idővel változik, és az aktuális hőáram hosszú távon nem reprezentatív [71] .

Felület

A Hold, a Mars és a Merkúr ősi felszínéhez hasonlóan a tudósok arra számítottak, hogy a Voyager 1 első Io-képein számos becsapódási krátert láthatnak (és ezek koncentrációja lehetővé tenné a felszín korának becslését). De nagyon meglepve tapasztalták, hogy szinte nincsenek becsapódási kráterek. Ehelyett sima síkságok vannak magas hegyekkel, lávafolyásokkal és különböző formájú és méretű gödrökkel [35] . A legtöbb más űrobjektumtól eltérően az Io-t számos sokszínű anyag borítja, főleg allotróp módosulatok és kénvegyületek [77] . A becsapódási kráterek alacsony száma azt mutatja, hogy az Io felszíne, akárcsak a Földé, geológiailag fiatal. Az Io krátereit gyorsan beborítja a vulkáni kilökődés. Ezeket a megállapításokat a Voyager 1 által megfigyelt legalább kilenc aktív vulkán is megerősítette [37] .

A vulkánok mellett Ióban nem vulkáni hegyek, több száz kilométer hosszú viszkózus lávafolyások, olvadt kén tavak és több kilométer mély kalderák találhatók.

2012-ben elkészült Io teljes geológiai térképe, melyhez különböző részletezésű képeket használtak fel, melyeket számítógép ragasztott össze egyetlen mozaikká, 1 km /pixel felbontással. A térkép 6 évig készült . A projektet David Williams, az Arizonai Egyetem munkatársa vezette. A kutatók egy online adatbázist is összeállítottak az Io-ról, amely nem csak egy új geológiai térképet, hanem számos űrhajóról készült képet és számos egyéb mérés adatát is tartalmazza [78] .

Felületi összetétel

Az Io színes megjelenése a különféle anyagokat kibocsátó vulkánok intenzív munkájának eredménye. Ezek közé tartoznak a szilikátok (például ortopiroxén ), a kén és a kén-dioxid [79] . A kén-dioxid dér az Io szinte teljes felületét beborítja, nagy területeket fehérre vagy szürkére változtatva. A műhold számos területén a kén is látható sárga vagy sárgászöld színe miatt. A közepes és magas szélességi körökön a sugárzás széttöri az általában stabil, nyolcatomos ciklikus kénmolekulákat S 8 , és ennek eredményeként az Io poláris régiói vörösesbarnára színeződnek [21] .

A robbanásveszélyes vulkanizmus, amely gyakran bizarr vulkáni hamucsóvát termel, szilikátokkal és kénvegyületekkel szennyezi be a felületet. Ezeknek a tollaknak az üledékei gyakran vörös vagy fehér színűek (a kén- és dioxid-tartalomtól függően). A vulkán szellőzőnyílásában a láva gáztalanítása következtében kialakuló csóvák általában nagyobb mennyiségű S 2 -t tartalmaznak, és vörös csapadékot adnak, amely egy ventilátorba, vagy kivételes esetekben nagy kiterjedésű (gyakran több mint 450 kilométerre) hullik. sugár) gyűrűk [80] . A csóva üledékekből származó vörös gyűrű szemléletes példája a Pele vulkán környékén figyelhető meg . Ez a vörös csapadék főleg kénből (főleg 3- és 4atomos molekuláris kénből), kén-dioxidból és valószínűleg Cl 2 SO 2 -ból áll [79] . A szilikát lávafolyamok határain kialakuló csóvák fehér vagy szürke üledékeket termelnek (e láva kölcsönhatása a felszínen lévő kénnel és kén-dioxiddal).

A kompozíciós térképezés és az Io nagy sűrűsége azt jelzi, hogy az Io gyakorlatilag vízmentes , bár kísérletileg azonosítottak kis vízjég vagy hidratált ásványi zsákokat (elsősorban Gish Bar Mons északnyugati oldalán) [81] . Ez a vízhiány valószínűleg annak tudható be, hogy a Naprendszer kialakulása során a Jupiter elég meleg volt ahhoz, hogy az illékony anyagok, például a víz kiszabaduljon az Io közeléből (bár nem elég meleg ahhoz, hogy a távolabbi holdak ezt megtehessék) .

Vulkanizmus

Az orbitális excentricitás okozta árapály-melegedés miatt az Io a Naprendszer geológiailag legaktívabb holdja, több száz vulkánnal és kiterjedt lávafolyamokkal. A különösen nagy kitörések során a lávafolyamok több tíz vagy akár több száz kilométerre is kiterjedhetnek. Főleg bázikus vagy ultrabázikus (magas magnéziumtartalmú) összetételű bazaltos lávából állnak. A vulkáni tevékenység eredményeként a kén, a kén-dioxid (gáz formájában) és a szilikát piroklasztikus anyag (hamu formájában) egyfajta "esernyők" formájában akár 200 kilométeres magasságba is felemelkedik a világűrbe. ", és kiesés után piros, fekete és fehér színnel színezik a területet. Ezenkívül ez az anyag alkotja az Io vékony légkörét, és kitölti a Jupiter hatalmas magnetoszféráját.

Az Io felszínén gyakran paternek nevezett vulkáni mélyedések találhatók [82] . Lapos fenék és meredek falak jellemzik őket. Nagyon emlékeztetnek a szárazföldi kalderákra , de még mindig nem tudni, hogy a magmakamra és a vulkán tetejének összeomlása során keletkeztek-e, mint földi társai. Az egyik hipotézis szerint ezek a geostruktúrák az újonnan kialakult vulkáni küszöbök felett jelennek meg , amiatt, hogy a fedőrétegeket a kitörések magukkal hordják, vagy belefolynak a küszöb összetételébe [83] . A Földön és a Marson a hasonló geostruktúrákkal ellentétben az Io vulkáni mélyedései általában nem a pajzsvulkánok tetején fekszenek, és általában sokkal nagyobbak, átlagosan 41 km átmérőjűek , a legnagyobb - Loki Patera  - pedig 202 km átmérőjűek [82] . A kialakulási mechanizmustól függetlenül számos patera morfológiája és elterjedése azt sugallja, hogy szorosan kapcsolódnak nagyméretű építményekhez - sok közülük határhegységhez vagy vetőkhöz [82] . A paterák gyakran szolgálnak vulkánkitörések vagy nagy horderejű lávafolyamok forrásaiként, mint például a Gish Bara Patera 2001-es kitörése esetében, vagy maguk is megtelnek lávával, és lávatóvá válnak [ 10] [84] . Az Io-n lévő lávatavakat lávakéreg borítja, amely folyamatosan (mint Pele esetében) vagy epizodikusan (mint a Loki esetében) [85] [86] összeomlik és megújul .

A lávafolyások Io tájának jellemzői. A magma a patera alján lévő réseken vagy a síkságon lévő repedéseken keresztül tör ki a felszínre, és széles, számos lávafolyamot hoz létre, amelyek a hawaii Kilauea vulkán közelében látottakra emlékeztetnek. A Galileo űrszonda által kapott képek azt mutatják, hogy számos vulkánból, például Prometheusból vagy Amiraniból kiáramló lávafolyam a korábbi áramlások útját követi, növelve az üledékréteget [87] . Hosszabb lávafolyásokat is megfigyeltek az Io-n. Például a Prometheusból származó patakok éle 75 km-ről 95 km-re haladt előre a Voyager 1979-es elrepülése és a Galileo által 1996-ban végzett első megfigyelés között. Az egyik nagy kitörés 1997-ben több mint 3500 km 2 friss lávát lövellt ki, ami betöltötte a Pillanai paterát [44] .

A Voyager űrszonda által készített felvételek elemzése arra késztette a tudósokat, hogy azt feltételezzék, hogy az Io-n folyó lávafolyamok elsősorban olvadt kénből állnak. A későbbi földi infravörös megfigyelések és a Galileo űrszonda mérései azonban azt mutatják, hogy valójában az áramlások főként bazaltos lávából állnak, mafikus és ultramafikus kőzetek zárványaival. Ezek a feltételezések az Io "forró pontjainak" (termikus emissziós régióinak) hőmérsékletmérésein alapulnak, amelyek 1300 K, helyenként 1600 K hőmérsékletet mutattak [88] . A 2000 K-es régió kitöréseire vonatkozó kezdeti hőmérsékletbecsléseket [44] , amelyek tévesnek bizonyultak, a hőmérsékletek modellezésére használt helytelen termikus modellekkel magyarázzák [88] .

A Pele és Loki felett kitört anyag sajátos "szultánjainak" ("csóvak") felfedezése volt az első jele annak, hogy az Io egy geológiailag aktív műhold [36] . Az ilyen szultánok általában akkor jelennek meg, amikor az illékony anyagok, például a kén vagy a kén-dioxid körülbelül 1 km/s sebességgel emelkednek az Io vulkánjai fölé , és egyfajta por- és gázernyőt alkotnak a magasságban. A fenti anyagokon kívül nátrium, kálium és klór található a vulkáni csóvákban [89] [90] . A szultánokat két különböző módon alakítják ki. [91] A legnagyobb csóvák akkor keletkeznek, amikor kén- és kén-dioxid gáz tör ki vulkánokból vagy lávatavakból, és gyakran visz magával szilikát-piroklaszt anyagot. Ezek a tömbök vörös (rövid láncú kén) és fekete (szilikát-piroklasztikus anyag) lerakódásokat képeznek a felszínen. Az így kialakult üledékgyűrűk a legnagyobbak, átmérőjük néha meghaladja az 1000 km -t . Ilyen gyűrűk veszik körül a Pele vulkánt és a Tvashtar és Dazhbog paterákat . A szultánok másik típusa abból adódik, hogy a lávafolyamok elpárologtatják a kén-dioxidból származó fagyot, és gőz formájában repül fel. Az ilyen szultánok magassága általában kevesebb, mint 100 kilométer , de ezek a leghosszabb életűek. Gyakran világos, kerek kén-dioxid-lerakódásokat képeznek a felszínen. Például Prometheus , Amirani és Masubi területén vannak .

Hegyek

Io-n 100-150 hegy található. Átlagmagasságuk 6 kilométer, a maximum 17,5 ± 1,5 kilométer (a Boosavla déli hegye közelében ) [11] . A hegyek gyakran nagy (átlagosan 157 km hosszúságú) elszigetelt geológiai szerkezetek. A globális tektonikus struktúrák, akárcsak a Földön, nem láthatók [11] . A hegyek hatalmas mérete arra utal, hogy főként szilikát kőzetekből állnak, és nem kénből [92] .

Az Io megjelenését meghatározó kiterjedt vulkanizmus ellenére szinte minden hegye nem vulkáni eredetű. Legtöbbjük a litoszférában fellépő nyomófeszültségek eredményeként jön létre, amelyek az Io kéreg darabjait felemeli és gyakran megbillentik, egymáshoz nyomva azokat [93] . A hegyek kialakulásához vezető nyomás a vulkáni anyagok folyamatos süllyedésének eredménye [93] . Úgy tűnik, hogy a hegyek globális eloszlása ​​az Io felszínén ellentétes a vulkáni struktúrákéval – a legkevesebb vulkánnal rendelkező területeken sok más hegy található, és fordítva [94] . Ez nagy területek jelenlétét jelzi az Io litoszférájában, amelyek egy részében kompresszió (hegyek képződnek), a másikban - tágulás (kedvező a ösvények kialakulásához) [95] . Egyes területeken azonban a hegyek és a patera egymáshoz közel helyezkednek el. Ez azzal magyarázható, hogy a magma gyakran a hegyek kialakulása során keletkezett vetőkön keresztül jut el a felszínre [82] .

Az Io-hegység (és általában a síkság fölé magasodó geológiai struktúrák) változatos formájúak. Közülük a legelterjedtebb a fennsík [11] . Nagy , lapos tetejű , egyenetlen felületű mesákra hasonlítanak. A többi hegy az Io kéreg billenő tömbjeinek tűnik, enyhe lejtővel (sima felszínből alakult ki) és meredek sziklával, ahol korábban mélyen elhelyezkedő rétegek jönnek a felszínre. Mindkét típusú hegynek egy vagy több széle mentén gyakran meredek sziklák találhatók. Io-n csak néhány hegy van vulkáni eredetű. Kis pajzsvulkánokhoz hasonlítanak, kis kalderájuk közelében meredek lejtőkkel (6-7°) , szélein pedig enyhébb lejtőkkel [96] . A vulkáni hegyek kicsik és átlagosan mindössze 1-2 kilométer magasak és 40-60 kilométer szélesek. Néhány más szerkezet morfológiája (ahol vékony patakok erednek a központi paterából, mint a Ra paterában) arra utalnak, hogy ezek is pajzsvulkánok, de nagyon enyhe lejtőkkel [96] .

Úgy tűnik, hogy az Io-n gyakorlatilag az összes hegy a pusztulás valamely szakaszában van. A lábuknál gyakoriak a nagy földcsuszamlások . Nyilvánvalóan a vedlés a fő tényező a hegyek elpusztításában. A mesáknak és az Io-fennsíknak jellemzően egyenetlen élei vannak, amelyek a kén-dioxid disszipációja miatt alakulnak ki, ami gyenge pontokat hoz létre a hegyek szélén [97] .

Atmoszféra

Az Io nagyon vékony atmoszférájú , amely főleg kén-dioxidból (SO 2 ), kis mennyiségű kén-monoxidból (SO), nátrium-kloridból (NaCl) és atomos kénből és oxigénből áll [98] . A légkör sűrűsége és hőmérséklete jelentősen függ a napszaktól, a szélességtől, a vulkáni tevékenységtől és a felszíni fagy mértékétől. A maximális légköri nyomás az Io-n 0,33 × 10 -4 és 3 × 10 -4 Pa vagy 0,3 és 3 nbar között van . Az Io anti-jovi féltekén és az Egyenlítő mentén figyelhető meg, néha pedig kora délután, amikor a felszíni hőmérséklet eléri a maximumot [98] [99] [100] . A nyomáscsúcsokat a vulkáni tömbökben is megfigyelték, ahol 5 × 10 -4 -40 × 10 -4 Pa (5-40 nbar) volt [40] . A legalacsonyabb légköri nyomás a műhold éjszakai oldalán figyelhető meg, ahol 0,1×10 −7 -1×10 −7 Pa-ra (0,0001-0,001 nbar) csökken [98] [99] . Az Io atmoszférájának hőmérséklete a felszíni hőmérséklettől kis magasságban, ahol a gáznemű kén-dioxid egyensúlyban van a fagylal, a nagy magasságban lévő 1800 K -ig terjed , ahol az alacsony sűrűség lehetővé teszi az Io plazma tóruszában lévő töltött részecskék felmelegedését és a Joule melegítést az Io áramcsövéből [ 98] [99] . Az alacsony nyomás korlátozza a légkör felszínre gyakorolt ​​hatását, kivéve a kén-dioxid átmeneti újraeloszlását a fagyban gazdag és fagyszegény területek között, valamint a vulkáni csóva lerakódások méretének bővülését, amikor a vulkáni kilökődés a sűrűbb nappali légkörbe esik [98 ] [99] . Az Io vékony légköre azt is mutatja, hogy az Io-ra leszálló szondáknak nem kell hőpajzsos aerodinamikai héj, hanem retro rakétákkal kell felszerelni, hogy lelassítsák és leállítsák a járművet a simább leszállás érdekében . A légkör kis vastagsága megköveteli a készülék sugárzással szembeni nagyobb ellenállását is.

Az Io légköréből származó gáz a Jupiter magnetoszférájába kerül, és vagy az Io-t körülvevő semleges felhőbe, vagy egy plazma tóruszba (ionizált részecskékből álló gyűrű) jut, amely az Io körül kering, de együtt forog a Jupiter magnetoszférájával. Ezzel a folyamattal másodpercenként körülbelül egy tonna gáz távozik az Io atmoszférájából, ezért azt ugyanolyan sebességgel kell pótolni [57] . A SO 2 fő forrása a  vulkáni kibocsátás. Átlagosan 10 tonna kén-dioxidot pumpálnak másodpercenként az Io légkörébe, de ezeknek a kibocsátásoknak a nagy része visszahullik a felszínre [101] . A légköri kén-dioxid elsősorban a fagy napfény általi felmelegedése és szublimációja következtében gáz halmazállapotú [102] . A nappali légkör főként az Egyenlítő 40°-án belül koncentrálódik, ahol a legmelegebb a felszín és a legaktívabbak a vulkánkitörések [103] . A szublimáció következtében kialakuló légkör léte összhangban van azzal a ténnyel, hogy a légkör sűrűsége az Io anti-jupiteri féltekén a legnagyobb, ahol a legnagyobb a SO 2 fagy , és azzal a ténnyel, hogy ez a sűrűség az Io közeledtével növekszik. V [98] [102] [104] . Mindazonáltal a vulkáni kibocsátások is hozzájárulnak a légkör működéséhez, mivel a legnagyobb sűrűsége a vulkánok szellőzőnyílásai közelében figyelhető meg [98] . Mivel a légköri kén-dioxid nyomása szorosan összefügg a felszíni hőmérséklettel, az Io légköre némileg zsugorodik éjszaka vagy amikor a Hold a Jupiter árnyékában van. A napfogyatkozás alatti légköri degradációt jelentősen gátolja egy nem kondenzálható gáz (kén-monoxid) diffúziós rétege a felszínen, de a légköri nyomás az Io éjszakai oldalán még így is két-négy nagyságrenddel alacsonyabb, mint a maximum közvetlenül dél után [99] [105] . Az Io atmoszférájának kisebb alkotórészei (például NaCl, SO, O és S) vulkáni kilökődésből származnak, vagy az SO 2 fotodisszociációjából (a nap ultraibolya sugárzás okozta bomlás), vagy a Jupiter magnetoszférájából származó töltött részecskék által okozott felszíni üledékek megsemmisítéséből. [102] .

A holdfogyatkozás során nagy érzékenységű kamerákkal készített Io-ról készült képeken aurorák láthatók [106] . Akárcsak a Földön, ezeket az aurórákat a légkört érő sugárzás okozza, de az Io esetében a töltött részecskék a Jupiter mágneses erővonalai mentén érkeznek, nem a napszéltől . Az aurórákat általában a bolygók mágneses pólusai közelében figyelik meg, de az Io-ban a legfényesebbek az Egyenlítő közelében. Az Io-nak nincs saját mágneses tere, így a Jupiter mágneses tere mentén mozgó töltött részecskék szabadon hatnak a Hold légkörére. A legfényesebb aurórák az Egyenlítő közelében fordulnak elő, ahol a mágneses erővonalak párhuzamosak a műhold felszínével, ezért több gázt vágnak át. Ezeken a területeken az aurórák a Jupiter megdöntött mágneses dipólusának orientációjában bekövetkezett változások függvényében ingadoznak [107] . Az egyenlítőieken kívül vannak más (a fenti képen is látható) aurórák: az oxigénatomok vörös izzása az Io végtagja mentén és a nátriumatomok zöld izzása az éjszakai oldalán [90] .

Jegyzetek

Lábjegyzetek

1. ↑ A periiovyt a félnagytengelyből ( a ) és az excentricitásból ( e ) számítják:
2. ↑ Az Apoiovius a félnagytengelyből ( a ) és az excentricitásból ( e ) számítható:
3. ↑ A képlet segítségével kiszámított felület
4. ↑ A térfogatot a képlet számítja ki
5. ↑ A gravitációs gyorsulást a tömegből ( m ), a gravitációs állandóból ( G ) és a sugárból ( r ) számítjuk ki az alábbiak szerint:
6. ↑ A második térsebességet a tömegből ( m ), a gravitációs állandóból ( G ) és a sugárból ( r ) számítjuk ki, így:
7. ↑ Hangsúly az első szótagon – a Nagy Orosz Enciklopédia szerint [6] ; néhány más forrás a második szótag hangsúlyát jelzi [7] [8] .

Források

1. ↑ 1 2 Blue, Jennifer bolygó és műhold nevei és felfedezői . USGS (2009. november 9.). Hozzáférés dátuma: 2010. január 13. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 17. (határozatlan)
2. ↑ 12 Thomas , PC; et al. The Shape of Io from Galileo Limb Measurements   // Icarus . - Elsevier , 1998. - Vol. 135. sz . 1 . - 175-180 . o . - doi : 10.1006/icar.1998.5987 . — .
3. ↑ Yeomans, Donald K. Planetary Satellite Physical Parameters . JPL Solar System Dynamics (2006. július 13.). Letöltve: 2007. november 5. Az eredetiből archiválva : 2010. január 18.. (határozatlan)
4. ↑ A Naprendszer klasszikus műholdai . ARVAL Obszervatórium. Letöltve: 2007. szeptember 28. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 25.. (határozatlan)
5. ↑ Rathbun, JA; Spencer, JR; Tamppari, LK; Martin, T. Z.; Barnard, L.; Travis, LD Io termikus sugárzásának térképezése a Galileo fotopolariméter-radiométer (PPR) műszerrel  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — 20. évf. 169. sz . 1 . - 127-139 . o . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.021 . - .
6. ↑ Xanfomalitás L. V. Io . Great Russian Encyclopedia : elektronikus változat (2016). Letöltve: 2018. február 6. Az eredetiből archiválva : 2018. február 6.. (határozatlan)
7. ↑ Ageenko F.L. Tulajdonnevek oroszul: a hangsúlyok szótára. - M. : NTs ENAS, 2001. - 376 p.
8. ↑ Helyesírási akadémiai forrás ACADEMOS . Orosz Nyelv Intézet. V. V. Vinogradov RAS . Letöltve: 2018. február 15. Az eredetiből archiválva : 2021. február 15. (határozatlan)
9. ↑ 1 2 Rosaly MC Lopes. Io: The Volcanic Moon // Encyclopedia of the Solar System / Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson. - Akadémiai Kiadó , 2006. - S. 419-431. - ISBN 978-0-12-088589-3 .
10. ↑ 1 2 Lopes, RMC; et al. Lava lakes on Io: Observations of Io's vulcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys  // Icarus  :  Journal. — Elsevier , 2004. — 20. évf. 169. sz . 1 . - 140-174 . o . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.11.013 . - .
11. ↑ 1 2 3 4 Schenk, P.; et al. Io hegyei: Globális és geológiai perspektívák a Voyager és a Galileo segítségével  //  Journal of Geophysical Research : folyóirat. - 2001. - Vol. 106 , sz. E12 . - P. 33201-33222 . - doi : 10.1029/2000JE001408 . - Iránykód .
12. ↑ Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Bevezetés az űrtudományokba) . Kaliforniai Állami Egyetem, Fresno (2000. február 29.). Hozzáférés dátuma: 2009. július 4. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24. (határozatlan)
13. ↑ 1 2 Marius, S. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici . — 1614.
14. ↑ Marius, S. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici . — 1614.(aholArchivált2012. február 11-én aWayback Machinemondatot Keplernek tulajdonítja)
15. ↑ 1 2 Blue, Jennifer kategóriák a bolygók és műholdak elnevezési funkcióihoz . USGS (2006. október 16.). Letöltve: 2007. június 14. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 25.. (határozatlan)
16. ↑ Blue, Jennifer Io Nomenklatúra Tartalomjegyzék . USGS. Letöltve: 2015. március 13. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 25.. (határozatlan)
17. ↑ 1 2 3 Cruikshank, D.P.; és Nelson, RM Az Io feltárásának története // Io Galileo után / Lopes, RMC; és Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  5 -33. — ISBN 3-540-34681-3 .
18. ↑ Van Helden, Albert A Galileo-projekt / Tudomány / Simon Marius . Rice University (2004. január 14.). Letöltve: 2010. január 7. Az eredetiből archiválva : 2019. július 3. (határozatlan)
19. ↑ Baalke, Ron A galileai műholdak felfedezése . Sugárhajtómű Laboratórium. Hozzáférés dátuma: 2010. január 7. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 25. (határozatlan)
20. ↑ O'Connor, JJ; Robertson, E. F. Longitude és az Académie Royale . University of St. Andrews (1997. február). Letöltve: 2007. június 14. Az eredetiből archiválva : 2019. június 2. (határozatlan)
21. ↑ 12 Barnard , EEA Jupiter első műholdjának sötét pólusairól és fényes egyenlítői övéről  // A Royal Astronomical Society havi közleményei  : folyóirat . - Oxford University Press , 1894. - Vol. 54 , sz. 3 . - 134-136 . o . - .
22. ↑ Dobbins, T.; és Sheehan, W. The Story of Jupiter's Egg Moons  (angol)  // Sky & Telescope . - 2004. - 20. évf. 107 , sz. 1 . - 114-120 . o .
23. ↑ Barnard, EEA Jupiter bolygó és műholdjainak megfigyelései 1890-ben a Lick Observatory 12 hüvelykes Egyenlítőjével  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : folyóirat . - Oxford University Press , 1891. - Vol. 51 , sz. 9 . - P. 543-556 . - .
24. ↑ Minton, RB  Az Io vörös sarki sapkái  // A Lunar and Planetary Laboratory kommunikációja. — University of Arizona Press, 1973. - 1. évf. 10 . - 35-39 . o . — Iránykód .
25. ↑ Lee, T. A galileai műholdak spektrális albedói   // A Hold- és Bolygólaboratórium kommunikációja. — University of Arizona Press, 1972. - 1. évf. 9 , sz. 3 . - 179-180 . o . - Iránykód .
26. ↑ Fanale, F.P.; et al. Io: Felszíni párolgási lerakódás? (angol)  // Tudomány . - 1974. - 1. évf. 186. sz . 4167 . - P. 922-925 . - doi : 10.1126/tudomány.186.4167.922 . - . — PMID 17730914 .
27. ↑ 1 2 Bigg, EK A Satellite Io hatása a Jupiter dekametriai emissziójára  //  Természet: folyóirat. - 1964. - 1. évf. 203 , sz. 4949 . - P. 1008-1010 . - doi : 10.1038/2031008a0 . — .
28. ↑ Silkin, 1982 , p. 54.
29. ↑ Bartholdi, P.; Owen, F. A Béta Scorpii okkultációja Jupiter és Io által. II. Io  (angol)  // The Astronomical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 1972. - Vol. 77 . - 60-65 . o . - .
30. ↑ O'Leary, Brian; Van Flandern, Thomas C. Io's Triaxial Figure  (angol)  // Icarus . - Elsevier , 1972. - Vol. 17 , sz. 1 . - P. 209-215 . - doi : 10.1016/0019-1035(72)90057-7 . - Iránykód .
31. ↑ 12 Fimmel, R.O .; et al. Először a Külső Naprendszerbe . Pioneer Odyssey . NASA (1977). Letöltve: 2007. június 5. Az eredetiből archiválva : 2019. július 14. (határozatlan)
32. ↑ Anderson, JD; et al. A Jupiter rendszer gravitációs paraméterei a Pioneer 10 Doppler-követéséből  (angol)  // Science : Journal. - 1974. - 1. évf. 183. sz . 4122 . - P. 322-323 . - doi : 10.1126/tudomány.183.4122.322 . - . — PMID 17821098 .
33. ↑ Pioneer 11 Images of Io . Galileo kezdőlap . Letöltve: 2007. április 21. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 25.. (határozatlan)
34. ↑ A Voyager küldetés leírása  . A Planetary Rings Node - Planetary Data System ( NASA ) . SETI Intézet (1997. február 19.). Letöltve: 2014. április 19. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 25..
35. ↑ 12 Smith , BA; et al. A Jupiter rendszer a Voyager 1 szemével   // Tudomány . - 1979. - 1. évf. 204 , sz. 4396 . - P. 951-972 . - doi : 10.1126/tudomány.204.4396.951 . - . — PMID 17800430 .
36. ↑ 12 Morabito , LA; et al. Jelenleg aktív földönkívüli vulkanizmus felfedezése  (angol)  // Tudomány : folyóirat. - 1979. - 1. évf. 204 , sz. 4396 . - 972. o . - doi : 10.1126/tudomány.204.4396.972 . - . — PMID 17800432 .
37. ↑ 1 2 Strom, R.G.; et al. Vulkánkitörés tollal az  Io -n  // Természet . - 1979. - 1. évf. 280 , sz. 5725 . - P. 733-736 . - doi : 10.1038/280733a0 . - .
38. ↑ 1 2 3 Peale, SJ; et al. Az Io megolvadása árapály-disszipációval   // Tudomány . - 1979. - 1. évf. 203 , sz. 4383 . - P. 892-894 . - doi : 10.1126/tudomány.203.4383.892 . - . — PMID 17771724 .
39. ↑ Soderblom, LA; et al. Az Io spektrofotometriája: Preliminary Voyager 1 eredmények   // Geophys . Res. Lett. : folyóirat. - 1980. - 1. évf. 7 , sz. 11 . - P. 963-966 . - doi : 10.1029/GL007i011p00963 . - .
40. ↑ 1 2 Pearl, JC; et al. A gáznemű SO 2 azonosítása és más gázok új felső határértékei az Io-n  (angol)  // Nature : Journal. - 1979. - 1. évf. 288. sz . 5725 . - P. 757-758 . - doi : 10.1038/280755a0 . — .
41. ↑ Broadfoot, AL; et al. Extrém ultraibolya megfigyelések a Voyager 1 Jupiterrel való találkozásából  //  Science : Journal. - 1979. - 1. évf. 204 , sz. 4396 . - P. 979-982 . - doi : 10.1126/tudomány.204.4396.979 . - . — PMID 17800434 .
42. ↑ Strom, R.G.; Schneider, NM Vulkánkitörések az Io-n // Satellites of Jupiter / Morrison, D.. – University of Arizona Press, 1982. - S.  598 -633. - ISBN 0-8165-0762-7 .
43. ↑ 12 Anderson , JD; et al. Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io  (angol)  // Science : Journal. - 1996. - 1. évf. 272. sz . 5262 . - P. 709-712 . - doi : 10.1126/tudomány.272.5262.709 . - . — PMID 8662566 .
44. ↑ 1 2 3 McEwen, AS; et al. Magas hőmérsékletű szilikátvulkanizmus a Jupiter Io holdján  (angol)  // Tudomány : folyóirat. - 1998. - 1. évf. 281. sz . 5373 . - 87-90 . - doi : 10.1126/tudomány.281.5373.87 . — . — PMID 9651251 .
45. ↑ 1 2 Perry, J.; et al. A Galileo küldetésének összefoglalása és Io-val kapcsolatos megfigyelései // Io Galileo után / Lopes, RMC; és Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  35 -59. — ISBN 3-540-34681-3 .
46. ↑ Porco, CC; et al. Cassini képalkotás a Jupiter légköréről, műholdairól és gyűrűiről  (angol)  // Science : Journal. - 2003. - 1. évf. 299 , sz. 5612 . - P. 1541-1547 . - doi : 10.1126/tudomány.1079462 . - Iránykód . — PMID 12624258 .
47. ↑ Kholsevnyikov, Konsztantyin Vlagyiszlavovics Miért nincs gyűrűjük a földi bolygóknak? . Soros magazin. Letöltve: 2010. december 29. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 30.. (határozatlan)
48. ↑ Marchis, F.; et al. Keck AO felmérés az Io globális vulkáni aktivitásáról 2 és 5 μm között  // Icarus  :  Journal. — Elsevier , 2005. — 20. évf. 176. sz . 1 . - P. 96-122 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.12.014 . - Iránykód .
49. ↑ Spencer, John Tessék! (nem elérhető link) (2007. február 23.). Letöltve: 2007. június 3. Az eredetiből archiválva : 2008. január 16.. (határozatlan) 
50. ↑ 12 Spencer , JR; et al. Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano  (angol)  // Tudomány : folyóirat. - 2007. - Vol. 318. sz . 5848 . - P. 240-243 . - doi : 10.1126/tudomány.1147621 . - . — PMID 17932290 .
51. ↑ A NASA bolygóközi állomást indított a Jupiter felé. . Letöltve: 2011. augusztus 10. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 10.. (határozatlan)
52. ↑ Joint Jupiter Science Definition Team; NASA/ESA tanulmányi csoport. Az Europa Jupiter System Mission Joint Summary Report (PDF)  (nem elérhető link) . NASA/ESA (2009. január 16.). Hozzáférés dátuma: 2009. január 21. Az eredetiből archiválva : 2013. február 16. (határozatlan)
53. ↑ Cosmic Vision 2015-2025 javaslatok (a link nem érhető el) . ESA (2007. július 21.). Letöltve: 2009. február 20. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 25.. (határozatlan) 
54. ↑ McEwen, AS; az IVO Team (2008). „Io Volcano Observer (IVO)” (PDF) . Io Workshop 2008 . Berkeley, Kalifornia . Archivált (PDF) az eredetiből ekkor: 2009-03-26 . Letöltve: 2011-08-10 . Elavult használt paraméter |deadlink=( súgó )
55. ↑ Lopes, RMC; DA Williams. Io Galileo után  // Jelentések a fizika fejlődéséről. - 2005. - T. 68 , 2. sz . - S. 303-340 . - doi : 10.1088/0034-4885/68/2/R02 . - Iránykód .
56. ↑ Spencer, J. John Spencer csillagászati ​​vizualizációi . Letöltve: 2007. május 25. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 25.. (határozatlan)
57. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Schneider, NM; Bagenal, F. Io semleges felhői, plazmatórusz és magnetoszférikus kölcsönhatások // Io Galileo után / Lopes, RMC; és Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  265 -286. — ISBN 3-540-34681-3 .
58. ↑ 12 Postberg , F.; et al. Jovian dust stream particles összetétele  (angol)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Vol. 183. sz . 1 . - 122-134 . o . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.02.001 . — .
59. ↑ Burger, MH; et al. Galilei közeli képe az Io-nátriumsugárról // Geophys. Res. Let.. - 1999. - T. 26 , 22. sz . - S. 3333-3336 . - doi : 10.1029/1999GL003654 . - .
60. ↑ Krimigis, S.M.; et al. A Jupitert körülvevő Io-ból származó gázköd   // Természet . - 2002. - 20. évf. 415 , sz. 6875 . - P. 994-996 . - doi : 10.1038/415994a . — PMID 11875559 .
61. ↑ Medillo, M.; et al. Io vulkáni irányítása a Jupiter kiterjedt semleges felhői felett  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — 20. évf. 170 , sz. 2 . - P. 430-442 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.03.009 . - .
62. ↑ Grün, E.; et al. Jovi porfolyamok és csillagközi szemcsék felfedezése az ULYSSES űrszondával  //  Nature: Journal. - 1993. - 1. évf. 362 , sz. 6419 . - P. 428-430 . - doi : 10.1038/362428a0 . — .
63. ↑ Zook, H.A.; et al. Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories  (angol)  // Science : Journal. - 1996. - 1. évf. 274. sz . 5292 . - P. 1501-1503 . - doi : 10.1126/tudomány.274.5292.1501 . - Irodai . — PMID 8929405 .
64. ↑ Grün, E.; et al. Pormérések Galilei Jupiter és Io találkozása során  //  Tudomány : folyóirat. - 1996. - 1. évf. 274. sz . 5286 . - P. 399-401 . - doi : 10.1126/tudomány.274.5286.399 . - .
65. ↑ 1 2 Kerr, RA Magnetics Point to Magma 'Ocean', Io  ,  Science. - 2010. - 20. évf. 327. sz . 5964 . - P. 408-409 . - doi : 10.1126/tudomány.327.5964.408-b . — PMID 20093451 .
66. ↑ Schubert, J. et al. A galileai műholdak belső összetétele, szerkezete és dinamikája. // Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere  (angolul) / F. Bagenal et al .. - Cambridge University Press , 2004. - P. 281-306. - ISBN 978-0-521-81808-7 .
67. ↑ 12 Anderson , JD; et al. Io gravitációs tere és belső szerkezete  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Vol. 106 , sz. E12 . - P. 32963-32969 . - doi : 10.1029/2000JE001367 . - Iránykód .
68. ↑ Kivelson, M.G.; et al. Mágnesezett vagy nem mágnesezett: A kétértelműség továbbra is fennáll, miután Galileo találkozott az Io-val 1999-ben és 2000-ben  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Vol. 106 , sz. A11 . - P. 26121-26135 . - doi : 10.1029/2000JA002510 . - Iránykód .
69. ↑ Sohl, F.; et al. A Galileo-megfigyelések következményei a galilei műholdak belső szerkezetére és kémiájára  (angolul)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2002. - Vol. 157. sz . 1 . - 104-119 . o . - doi : 10.1006/icar.2002.6828 . - .
70. ↑ Kuskov, OL; VA Kronrod. A Föld és a Jupiter műholdjainak magméretei és belső szerkezete  (angol)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 151. sz . 2 . - P. 204-227 . - doi : 10.1006/icar.2001.6611 . - .
71. ↑ 1 2 3 Moore, WB et al. Io belseje. // Io Galileo után / RMC Lopes és JR Spencer. - Springer-Praxis , 2007. - S.  89 -108. — ISBN 3-540-34681-3 .
72. ↑ A NASA Galileo feltárja a Magma „óceánt” a Jupiter Hold felszíne alatt . Science Daily (2011. május 12.). Letöltve: 2011. augusztus 12. Az eredetiből archiválva : 2016. március 7.. (határozatlan)
73. ↑ Perry, J. Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean . The Gish Bar Times (2010. január 21.). Hozzáférés dátuma: 2010. január 22. Az eredetiből archiválva : 2012. február 4. (határozatlan)
74. ↑ Jaeger, WL; et al. Orogén tektonizmus az Io-n // J. Geophys. Res.. - 2003. - T. 108 , No. E8 . - S. 12-1 . - doi : 10.1029/2002JE001946 . - .
75. ↑ 1 2 Naprendszer. Vulkanizmus a Naprendszer testein . Asztronet . Letöltve: 2011. augusztus 12. Az eredetiből archiválva : 2013. november 12.. (határozatlan)
76. ↑ Yoder, C.F.; et al. Hogyan vezérli az árapály-fűtés Io-ban a galileai orbitális rezonanciazárakat  //  Nature : Journal. - 1979. - 1. évf. 279. sz . 5716 . - P. 767-770 . - doi : 10.1038/279767a0 . - .
77. ↑ Britt, Robert Roy Pizza Pie az égen: Io's Riot of Color megértése (hivatkozás nem érhető el) . Space.com (2000. március 16.). Letöltve: 2007. július 25. Az eredetiből archiválva : 2000. december 15. (határozatlan) 
78. ↑ Popov Leonyid. A tudósok összeállították Io első teljes geológiai térképét (hozzáférhetetlen link) . membrana.ru (2012. március 20.). Letöltve: 2012. március 21. Az eredetiből archiválva : 2013. április 17.. (határozatlan) 
79. ↑ 12 Carlson , RW; et al. Io felületi összetétele // Io Galileo után / Lopes, RMC; és Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  194 -229. — ISBN 3-540-34681-3 .
80. ↑ Spencer, J.; et al. Gaseous S 2 Discovery of Gaseous S 2 in Io's Pele Plume  (angol)  // Science : Journal. - 2000. - Vol. 288. sz . 5469 . - P. 1208-1210 . - doi : 10.1126/tudomány.288.5469.1208 . - . — PMID 10817990 .
81. ↑ Douté, S.; et al. Geológia és tevékenység a vulkánok körül az Io-n a NIMS elemzéséből  (angolul)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — 20. évf. 169. sz . 1 . - P. 175-196 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.02.001 . — .
82. ↑ 1 2 3 4 Radebaugh, D.; et al. Paterae on Io: Új típusú vulkáni kaldera? (angol)  // Journal of Geophysical Research. - 2001. - Vol. 106 , sz. E12 . - P. 33005-33020 . - doi : 10.1029/2000JE001406 . - Iránykód .
83. ↑ Keszthelyi, L.; et al. A Post-Galileo view of Io's Interior  (angol)  // Icarus . — Elsevier , 2004. — 20. évf. 169. sz . 1 . - 271-286 . o . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.01.005 . - .
84. ↑ Perry, JE; et al. (2003). „Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001” (PDF) . LPSC XXXIV . Clear Lake City (Greater Houston) . Absztrakt #1720. Archivált (PDF) az eredetiből ekkor: 2009-03-26 . Letöltve: 2011-08-11 . Elavult használt paraméter |deadlink=( súgó )
85. ↑ Radebaugh, J.; et al. Io's Pele Patera megfigyelései és hőmérsékletei Cassini és Galileo űrszondák képei alapján  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — 20. évf. 169. sz . 1 . - 65-79 . o . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.10.019 . - Iránykód .
86. ↑ Howell, R. R.; Lopes, RMC A Loki vulkáni tevékenységének természete: Insights from Galileo NIMS and PPR data  // Icarus  :  Journal. — Elsevier , 2007. — 20. évf. 186. sz . 2 . - P. 448-461 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.09.022 . - .
87. ↑ Keszthelyi, L.; et al. A vulkáni tevékenység képalkotása a Jupiter Io holdján a Galileo által a Galileo Europa Mission és a Galileo Millenium Mission  során //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Vol. 106 , sz. E12 . - P. 33025-33052 . - doi : 10.1029/2000JE001383 . - Iránykód .
88. ↑ 1 2 Keszthelyi, L.; et al. Új becslések az Io kitörési hőmérsékletére: Impplications for the interior  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2007. — 20. évf. 192. sz . 2 . - P. 491-502 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.07.008 . — .
89. ↑ Roesler, FL; et al. Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS  (angol)  // Science : Journal. - 1999. - 1. évf. 283. sz . 5400 . - P. 353-357 . - doi : 10.1126/tudomány.283.5400.353 . - . — PMID 9888844 .
90. ↑ 1 2 Geissler, PE; et al. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io   // Science . - 1999. - 1. évf. 285 , sz. 5429 . - P. 870-874 . - doi : 10.1126/tudomány.285.5429.870 . - . — PMID 10436151 .
91. ↑ McEwen, AS; Soderblom, LA A vulkáni csóva két osztálya az Io-n  (angolul)  // Icarus . - Elsevier , 1983. - Vol. 58 , sz. 2 . - P. 197-226 . - doi : 10.1016/0019-1035(83)90075-1 . - .
92. ↑ Clow, GD; Carr, MH Kénes lejtők stabilitása az Io-n  (angol)  // Icarus . - Elsevier , 1980. - 20. évf. 44 , sz. 2 . - 268-279 . o . - doi : 10.1016/0019-1035(80)90022-6 . - .
93. ↑ 12 Schenk, P.M .; Bulmer, MH Hegyek eredete Io-n tolóerővel és nagyméretű tömegmozgással  (angol)  // Science : Journal. - 1998. - 1. évf. 279. sz . 5356 . - P. 1514-1517 . - doi : 10.1126/tudomány.279.5356.1514 . - . — PMID 9488645 .
94. ↑ McKinnon, WB; et al. Chaos on Io: A modell a hegyi blokkok kialakulásához kéregmelegítéssel, olvadással és billentéssel  //  Geology : Journal. - 2001. - Vol. 29 , sz. 2 . - 103-106 . o . - doi : 10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2 . - Iránykód .
95. ↑ Tackley, PJ Konvekció az Io asztenoszférájában: A nem egyenletes árapály-melegedés újraelosztása átlagos áramlásokkal  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Vol. 106 , sz. E12 . - P. 32971-32981 . - doi : 10.1029/2000JE001411 . - Iránykód .
96. ↑ 12 Schenk, P.M .; et al. A pajzsvulkán topográfiája és a lávafolyamok reológiája az Io-n  (angolul)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — 20. évf. 169. sz . 1 . - P. 98-110 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.01.015 . — Iránykód .
97. ↑ Moore, JM; et al. Landform degradation and lejtős folyamatok az Io-n: The Galileo view  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Vol. 106 , sz. E12 . - P. 33223-33240 . - doi : 10.1029/2000JE001375 . - Iránykód .
98. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Lellouch, E.; et al. Io atmoszférája // Io Galileo után / Lopes, RMC; és Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  231 -264. — ISBN 3-540-34681-3 .
99. ↑ 1 2 3 4 5 Walker, AC; et al. Az Io szublimáció által vezérelt  atmoszférájának átfogó numerikus szimulációja  // Icarus . — Elsevier , 2010. — 20. évf. 207 , sz. 1 . - P. 409-432 . - doi : 10.1016/j.icarus.2010.01.012 . - .
100. ↑ Spencer, AC; et al. Nagy longitudinális aszimmetriák közép-infravörös detektálása Io SO 2 atmoszférájában  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2005. — 20. évf. 176. sz . 2 . - P. 283-304 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.01.019 . - .
101. ↑ Geissler, P.E.; Goldstein, DB Plumes és lelőhelyeik // Io Galileo után / Lopes, RMC; és Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  163 -192. — ISBN 3-540-34681-3 .
102. ↑ 1 2 3 Moullet, A.; et al. SO 2 , SO, NaCl szimultán leképezése Io atmoszférájában a Submillimeter Array  segítségével  // Icarus . — Elsevier , 2010. — 20. évf. 208 , sz. 1 . - P. 353-365 . - doi : 10.1016/j.icarus.2010.02.009 . - .
103. ↑ Feaga, LM; et al. Io nappali SO 2 atmoszférája   // Icarus . — Elsevier , 2009. — 20. évf. 201 , sz. 2 . - P. 570-584 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.01.029 . - .
104. ↑ Spencer, John Aloha, Io . A Planetary Society blogja . The Planetary Society (2009. június 8.). Hozzáférés dátuma: 2010. március 7. Az eredetiből archiválva : 2012. február 4. (határozatlan)
105. ↑ Moore, CH; et al. 1-D DSMC szimuláció az Io légköri összeomlásához és újraképződéséhez fogyatkozás közben és után  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2009. — 20. évf. 201 , sz. 2 . - P. 585-597 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.01.006 . - .
106. ↑ Geissler, P.E.; et al. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io   // Science . - 1999. - 1. évf. 285 , sz. 5429 . - P. 870-874 . - doi : 10.1126/tudomány.285.5429.870 . - . — PMID 10436151 .
107. ↑ Retherford, K.D.; et al. Io egyenlítői foltok: A semleges UV-kibocsátás morfológiája  //  Journal of Geophysical Research. - 2000. - Vol. 105 , sz. A12 . - P. 27.157-27.165 . - doi : 10.1029/2000JA002500 . - Iránykód .

Irodalom

• Burba G. A. A Jupiter galileai műholdjainak domborművének részleteinek nómenklatúrája / Szerk. szerk. K. P. Florensky és Yu. I. Efremov. - Moszkva: Nauka, 1984. - 84 p.
• Silkin B.I. A sok hold világában. — M .: Nauka , 1982. — 208 p. — 150.000 példány.
• Johnson T. , Soderblom L. És róla. // A tudomány világában , 1984, 2. sz., 12-25

Linkek

• Műholdas profil archiválva : 2015. november 7. a NASA  Wayback Machine -nél
• Io rotációs videó  (eng.)  (hivatkozás nem elérhető) . Az eredetiből archiválva : 2012. március 1.
•  A NASA képkatalógusa az Io -ról
•  Képek a Galileo műholdról
• Io globális térképe az USGS Planetary Geology  weboldalán (  elérhetetlen link ) . Letöltve: 2017. október 4. Az eredetiből archiválva : 2017. augusztus 10.. , a Voyagers és a Galileo képei alapján
• Az Io felszínének elnevezett jellemzőinek listája és egy térkép a nevükkel az USGS bolygónómenklatúra honlapján  (eng.)
• Az Io-ról szóló webhely (elérhetetlen link) . Archiválva az eredetiből 2010. április 7-én. (Orosz) 
• Burba G. A. A világok kitörései . A világ körül. Archiválva az eredetiből 2019. január 2-án. (határozatlan)

Szótárak és enciklopédiák	Nagy katalán Nagy norvég Nagy orosz Britannica (online)
Bibliográfiai katalógusokban	GND : 4276694-1 J9U : 987007556431505171 LCCN : sh98000376 VIAF : 315160643 WorldCat VIAF : 315160643

És róla
Gazdabolygó	Jupiter
Io régiói	Baktériumok Boszporusz Bulicam Illyricon Colchis Lerna Éti kagyló Mükéné Boka Khalib
Io vulkánjai	Vulkanizmus az Io-n Pele Amirani Masubi Thor
Pateri Io	Pater Tvashtar Amaterasu Loki Maui Pillana Ra tupana shango Gish bár
Io hegyei	Dél-Boosavla meglni Euboea Duna fennsík Jón
Tanulmány	" Voyager 1 " (1979) " Galileo " (1995-2003) " New Horizons " (2007)
Kategória:io Portál: Csillagászat Wikimedia Commons: Io

A Jupiter holdjai
Belső műholdak	Nyolcad vér Adrastea Amalthea Lenni
Galilei műholdak	És róla Európa Ganymedes Callisto
Himalia csoport	Leda Himalia Lysitea Elara Dia pandia Ersa
Ananke csoport	Evporie Euféma S/2003J18 S/2010J2 Telksinoe Evante Gelike Orthosia Jocasta S/2003J16 Praxidike Harpalike Mneme Hermippe Tione Ananke S/2016J1 S/2017J3
Karme Csoport	S/2003J24 Gerse Spirituszégő Calais Tayget S/2003J19 Haldene S/2003J10 Erinome Callihor Kalika Karma Pasithea S/2010J1 Eukelade Arche Isonoe S/2017J2 S/2017J5 S/2003J9 Eirene S/2017J8
Pasife csoport	Filofrosina S/2003J23 Aoyde Kalliroe Eurydom S/2017J1 S/2011J2 Killene S/2003J4 Pasiphe Uralkodó Sinop Sponde autonóm Kore Megaklit
elszigetelt műholdak	közvetlen forgással Themisto Karpo valetudo fordított forgással S/2003J12 S/2011J1 S/2003J2
Csoportos felsorolás a pálya fél-nagy tengelyének növekvő sorrendjében

Jupiter
Jellemzők	Légkör nagy piros folt kis piros folt fehér oválisok Ovális Nap Magnetoszféra Gyűrűk északi sark Déli-sark
műholdak	Belső Nyolcad vér Adrastea Amalthea Lenni Galilei És róla Európa Ganymedes Callisto Szabálytalan Himalia csoport Karme Csoport Ananke csoport Pasife csoport Carpo csoport
Kutatás	"Pioneer" projekt Pioneer-10 Pioneer-11 Projekt Voyager Voyager 1 Voyager 2 Ulysses Galileo Cassini New Horizons Juno Europa Jupiter rendszer küldetés
Egyéb	Shoemaker-Levy üstökös 9 Egy égitest zuhanása a Jupiterre (2009) A Jupiter pályáján áthaladó aszteroidák listája Jupiter a kultúrában Jupiter (mitológia) A Jupiter trójai aszteroidái nagy röntgenfolt
Lásd még Kategória: Jupiter Naprendszer

Műholdak a Naprendszerben
több mint 4000 km	Ganymedes Titán Callisto
2000-4000 km	És róla Hold Európa Triton
1000-2000 km	Titánia Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys
500-1000 km	Enceladus
250-500 km	Miranda Proteus Mimas Sellő Ilmare Hiiaka Hyperion Actea Dysnómia
100-250 km	Phoebe Larissa Janus Galatea Namaka Amalthea Csomag Sycorax Egy adag Forky Vant Zoya Taviskaron S/2015 (136472) 1 Xiangliu Epimétheusz
50-100 km	Lenni Juliet Nikta Prométheusz Elara S/2000 (90) 1 Thalassa Pandora Belinda Cressida Hydra Rosalind Caliban Hableány Desdemona Galimédész Pasiphe Nem vele Bianka Veyvot Prospero
Bolygók (és törpék ) szerint	Higany Vénusz föld Hold Mars aszteroidák Jupiter Szaturnusz uránium Neptun Plútó Haumea Makemake Eris Jelöltek: (225088) Gunguna kardszárnyú delfin quawara

Naprendszer
Központi csillag és bolygók	Nap Higany Vénusz föld Mars Jupiter Szaturnusz Uránusz Neptun
törpebolygók	Ceres Plútó Haumea Makemake Eris Jelöltek Sedna Orc Quaoar Gun-gun 2002 MS 4
Nagy műholdak	Ganymedes Titán Callisto És róla Hold Európa Triton Titánia Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Sellő
Műholdak / gyűrűk	Föld / ∅ Mars Jupiter / ∅ Szaturnusz / ∅ Uránusz / ∅ Neptunusz / ∅ Plútó / ∅ Haumea Makemake Eris Jelöltek kardszárnyú delfin quawara
Elsőként felfedezett aszteroidák	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flóra (9) Metis (10) Hygiea (11) Parthenope
Kis testek	meteoroidok aszteroidák / műholdaik földközeli fő öv trójai kentaurok transzneptunikus Kuiper öv plutino cubewano szétszórt lemez damokloidok üstökösök Oort felhő
mesterséges tárgyak	mesterséges földi műholdak bolygóközi űrhajó
Hipotetikus tárgyak	Vulkánok és vulkanoidok a Merkúr műhold a Vénusz műholdait a Föld többi műholdja ellenföld Kilences bolygó , Tyche , X bolygó és más transz-Neptunusz bolygók Végzet Korábbi bolygók: Theia , Phaeton vagy Planet V Ötödik gázóriás
A Naprendszer objektumainak listája Csillagászati ​​objektumok

atmoszférák
A csillagok atmoszférája	Nap
bolygó légkörei	Higany Vénusz föld Mars Jupiter Szaturnusz Uránusz Neptun
A műholdak atmoszférája	Hold Dione És róla Európa Ganymedes Callisto Enceladus Titán Rhea Triton
törpebolygók	Ceres Plútó Makemake
exobolygók	Ozirisz Kepler-7b
Lásd még	Naprendszer Planetológia Üstökösök