Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
«Юпитер I» перенаправляется сюда. Чтобы узнать о других значениях, см. Юпитер 1 .

Ио
Полноцветное изображение, полученное орбитальным аппаратом "Галилео"
Цветное изображение Ио с космического корабля " Галилео" . Темное пятно слева от центра - извергающийся вулкан Прометей . Белесые равнины по обе стороны от него покрыты вулканическиминеем из двуокиси серы , тогда как более желтые области содержат более высокую долю серы .
Открытие
ОбнаружилГалилео Галилей
Дата открытия8 января 1610 г. [1]
Обозначения
Произношение/ Aɪ . oʊ / [2] или как греко-латинскойIo(аппроксимировать / я . oʊ / )
Названный в честь
Ἰώ Īō
Юпитер I
ПрилагательныеИоническое / aɪ oʊ п я ə п / [3] [4]
Орбитальные характеристики
Периапсис420 000  км (0,002 807  AU )
Апоапсис423 400  км (0,002 830  а.е. )
Средний радиус орбиты
421 700  км (0,002 819  AU )
Эксцентриситет0,0041
1,769 137 786  д (152 853 .5047 с ,42,459 306 86  ч )
17.334 км / с
Наклон0,05 ° (до экватора Юпитера)
2,213 ° (до эклиптики )
СпутникЮпитер
ГруппаГалилейская луна
Физические характеристики
Размеры3 660,0 × 3 637,4 × 3 630,6 км [5]
Средний радиус
1 821 0,6 ± 0,5 км (0,286 Земли) [6]
41 910 000  км 2 (0,082 Земли)
Объем2,53 × 10 10  км 3 (0,023 земной поверхности)
Масса(8,931 938 ± 0,000 018 ) × 10 22  кг (0,015 Земли) [6]
Средняя плотность
3,528 ± 0,006 г / см 3 [6]
1,796  м / с 2 (0,183 г )
0,378 24 ± 0,000 22 [7]
Скорость убегания
2,558 км / с
Период ротации
синхронный
Экваториальная скорость вращения
271 км / ч
Альбедо0,63 ± 0,02 [6]
Температура поверхности .миниметь в видуМаксимум
Поверхность90  К110  К130 К [9]
Видимая величина
5.02 ( оппозиция ) [8]
Атмосфера
Поверхностное давление
От 500 мкПа до 4 МПа
Состав по объему90%  диоксида серы

Ио ( / aɪ . Oʊ / ), или Юпитер я , это самый внутренний и третий по величине из четырех галилеевых спутников планеты Юпитер . Это четвертая по величине луна в Солнечной системе , имеет самую высокую плотность среди всех из них и самое низкое количество воды (по атомному соотношению ) среди всех известных астрономических объектов в Солнечной системе. Он был открыт в 1610 году Галилео Галилеем и назван в честь мифологического персонажа Ио , жрицы Геры , ставшей одной из Зевсов.любовники.

Ио - самый геологически активный объект Солнечной системы, насчитывающий более 400 действующих вулканов . [10] [11] [12] Эта экстремальная геологическая активность является результатом приливного нагрева из-за трения, возникающего внутри Ио, когда он протягивается между Юпитером и другими галилеевыми лунами - Европой , Ганимедом и Каллисто . Несколько вулканов производят шлейфы серы и диоксида серы, которые поднимаются на высоту до 500 км (300 миль) над поверхностью. Поверхность Ио также усеяна более чем 100 горами, которые были подняты в результате сильного сжатия у основания силиката Ио.корочка. Некоторые из этих пиков выше, чем Эверест , самая высокая точка на поверхности Земли . [13] В отличие от большинства лун во внешней Солнечной системе, которые в основном состоят из водяного льда , Ио в основном состоит из силикатной породы, окружающей расплавленное железо или ядро сульфида железа . Большая часть поверхности Ио состоит из обширных равнин с морозным налетом серы и диоксида серы .

Вулканизм Ио ответственен за многие его уникальные особенности. Его вулканические шлейфы и потоки лавы вызывают большие изменения поверхности и окрашивают ее в различные тонкие оттенки желтого, красного, белого, черного и зеленого цветов, в основном из-за аллотропов и соединений серы. Многочисленные обширные потоки лавы, некоторые из которых имеют длину более 500 км (300 миль), также отмечают поверхность. Материалы, произведенные этим вулканизмом, составляют тонкую неоднородную атмосферу Ио и обширную магнитосферу Юпитера . Вулканический выброс Ио также создает вокруг Юпитера большой плазменный тор .

Ио сыграл значительную роль в развитии астрономии в 17-18 веках; открытое в январе 1610 года Галилео Галилеем вместе с другими галилеевскими спутниками , это открытие способствовало принятию модели Солнечной системы Коперника , развитию законов движения Кеплера и первому измерению скорости света . Если смотреть с Земли, Ио оставалась лишь точкой света до конца 19 - начала 20 веков, когда стало возможным разрешить крупномасштабные особенности ее поверхности, такие как темно-красные полярные и яркие экваториальные области. В 1979 году два корабля "Вояджер"космический корабль показал, что Ио представляет собой геологически активный мир с многочисленными вулканическими особенностями, большими горами и молодой поверхностью без очевидных ударных кратеров. Галилео космический аппарат выполнил несколько близких пролётов в 1990 - х и начале 2000 - х, получение данных о внутренней структуре и составе поверхности Ио. Эти космические аппараты также выявили связь между Ио и магнитосферой Юпитера и существование пояса высокоэнергетического излучения с центром на орбите Ио. Ио получает около 3600 бэр (36 Зв ) ионизирующего излучения в день. [14]

Дальнейшие наблюдения были сделаны Кассини-Гюйгенс в 2000 году, New Horizons в 2007 году, и Juno с 2017 года, а также с Земли -На телескопов и космического телескопа Хаббла .

Номенклатура [ править ]

См. Также: Список регионов на Ио , Список вулканических образований на Ио и Список гор на Ио.
Сравнение размеров Ио (внизу слева), Луны (вверху слева) и Земли

Хотя Симону Марию не приписывают единственное открытие галилеевых спутников, его названия для лун были приняты. В своей публикации 1614 года Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici он предложил несколько альтернативных названий для самых внутренних из больших спутников Юпитера, включая «Меркурий Юпитера» и «Первая из планет Юпитера». [15] Основываясь на предложении Иоганна Кеплера в октябре 1613 года, он также разработал схему именования, согласно которой каждая луна была названа в честь любовника греческого мифологического Зевса или его римского эквивалента, Юпитера . Он назвал самый внутренний большой спутник Юпитера в честь греческого мифологического персонажа Ио.: [16]

... Inprimis autem Celebrantur tres fœminæ Virgines, quum furtivo amore Iupiter captus & positus est, videlicet Io Inachi Amnis filia ... Primus à me vocatur Io ... [Ио,] Europa, Ganimedes puer, atque Calisto, lascivo nimium perplacuere Джови.

... Во-первых, три молодые женщины, захваченные Юпитером из тайной любви, будут удостоены чести, а именно Ио, дочь реки Инах ... Первую [луну] я называю Ио ... Ио, Европа, мальчик Ганимед и Каллисто очень понравились похотливому Юпитеру. [17]

Имена Мариуса получили широкое распространение только спустя столетия (середина 20 века). [18] В большей части более ранней астрономической литературы Ио обычно именовался римскими цифрами (система, введенная Галилеем) как « Юпитер I » [19] или как «первый спутник Юпитера». [20] [21]

Обычное английское произношение имени является / aɪ oʊ / , [22] , хотя иногда люди пытаются более «аутентичный» произношение, / я oʊ / . [23] Имя имеет две конкурирующие основы на латыни: Īō и (редко) Īōn . [24] Последнее является основой английской формы прилагательного Ionian. [25] [26] [27]

Особенности на Ио названы в честь персонажей и мест из мифа Ио, а также божеств огня, вулканы, Солнца, и грома из различных мифов и персонажей и места из Данте Инферно : имена ассигновать на вулканическую природу поверхности. [28] С тех пор, как « Вояджер-1» впервые увидел поверхность вблизи , Международный астрономический союз утвердил 225 названий вулканов Ио, гор, плато и крупных элементов альбедо. Утвержденные категории пространственных объектов, используемые для Ио для различных типов вулканических объектов, включают патеру («блюдце»; вулканическая депрессия), флуктуус («поток»; поток лавы), долины(«долина»; лавовый канал) и активный центр извержения (место, где активность плюма была первым признаком вулканической активности на конкретном вулкане). Названные горы, плато, многослойный рельеф и щитовые вулканы включают термины монс , менса («стол»), планум и толус («ротонда») соответственно. [28] В названных регионах с ярким альбедо используется термин regio . Примерами названных объектов являются Prometheus , Pan Mensa, Tvashtar Paterae и Tsũi Goab Fluctus. [29]

История наблюдений [ править ]

Основная статья: Исследование Ио
Галилео Галилей , первооткрыватель Ио

Первое зарегистрированное наблюдение Ио было сделано Галилео Галилей 7 января 1610 года с помощью преломляющего телескопа с 20-кратным увеличением в Падуанском университете . Однако в этом наблюдении Галилей не смог разделить Ио и Европу из-за малой мощности его телескопа, поэтому они были записаны как одна световая точка. Ио и Европа были впервые замечены как отдельные тела во время наблюдений Галилеем за системой Юпитера на следующий день, 8 января 1610 года (использованная МАС в качестве даты открытия Ио ). [1] Открытие Ио и других галилеевых спутников Юпитера было опубликовано в « Sidereus Nuncius» Галилея в марте 1610 года. [30]В своей книге Mundus Jovialis , опубликованной в 1614 году, Симон Мариус утверждал, что открыл Ио и другие спутники Юпитера в 1609 году, за неделю до открытия Галилея. Галилей усомнился в этом утверждении и отклонил работу Мариуса как плагиат. Тем не менее, первое зарегистрированное наблюдение Мариуса произошло 29 декабря 1609 года по юлианскому календарю , что соответствует 8 января 1610 года по григорианскому календарю , который использовал Галилей. [31] Учитывая, что Галилей опубликовал свою работу до Мариуса, Галилею приписывают открытие. [32]

В течение следующих двух с половиной столетий Ио оставалась неразрешенной точкой света 5-й величины в телескопах астрономов. В течение 17 - го века, Ио и другие галилеевы спутники служили для различных целей, в том числе ранних методов для определения долготы , [33] проверяющего Кеплера третьего закона движения планет , и определение времени , необходимое для света , чтобы поехать между Юпитером и Землей. [30] На основе эфемерид, созданных астрономом Джованни Кассини и другими, Пьер-Симон Лаплас создал математическую теорию для объяснения резонансных орбит Ио, Европы иГанимед . [30] Позднее было обнаружено, что этот резонанс оказал сильное влияние на геологию трех лун.

Усовершенствованная технология телескопов в конце 19-го и 20-го веков позволила астрономам разрешать (то есть видеть как отдельные объекты) крупномасштабные особенности поверхности Ио. В 1890-х годах Эдвард Э. Барнард первым наблюдал вариации яркости Ио между его экваториальной и полярной областями, правильно определив, что это произошло из-за различий в цвете и альбедо между двумя областями, а не из-за того, что Ио имеет форму яйца. как было предложено в то время другим астрономом Уильямом Пикерингом , или два отдельных объекта, как первоначально предложил Барнард. [20] [21] [34] Более поздние телескопические наблюдения подтвердили отчетливые красновато-коричневые полярные области Ио и желто-белую экваториальную полосу.[35]

Телескопические наблюдения в середине 20 века начали указывать на необычную природу Ио. Спектроскопические наблюдения показали, что на поверхности Ио не было водяного льда (вещества, которого было много на других галилеевых спутниках). [36] Те же наблюдения показали, что на поверхности преобладают испарения, состоящие из солей натрия и серы . [37] Радиотелескопические наблюдения показали влияние Ио на магнитосферу Юпитера , о чем свидетельствуют всплески декаметровых волн, привязанные к орбитальному периоду Ио. [38]

Пионер [ править ]

Первыми космическими аппаратами, пролетевшими мимо Ио, были зонды " Пионер-10" и " Пионер- 11" 3 декабря 1973 и 2 декабря 1974 года соответственно. [39] Радио слежение дало улучшенную оценку массы Ио, которая, наряду с наилучшей доступной информацией о ее размере, предполагала, что она имеет самую высокую плотность среди галилеевых спутников и состоит в основном из силикатной породы, а не из водяного льда. [40] « Пионеры» также выявили наличие тонкой атмосферы и интенсивных радиационных поясов вблизи орбиты Ио. Камера на борту Pioneer 11 сделала единственное хорошее изображение Луны, полученное обоими космическими кораблями, показывающее ее северный полярный регион. [41]Во время столкновения " Пионер-10 " планировались снимки крупным планом , но они были потеряны из-за высокой радиационной обстановки. [39]

Вояджер [ править ]

Мозаика " Вояджера-1", покрывающая южный полярный регион Ио. Сюда входят две из десяти самых высоких вершин Ио: Эвбея-Монтес в верхнем левом углу и Хемус-Монс внизу.

Когда двойные зонды " Вояджер-1" и " Вояджер-2" прошли мимо Ио в 1979 году, их более совершенная система визуализации позволила получить гораздо более подробные изображения. "Вояджер-1" пролетел мимо Ио 5 марта 1979 года с расстояния 20 600 км (12 800 миль). [42] Изображения, полученные во время подхода, показали странный разноцветный пейзаж без ударных кратеров. [43] [44] Изображения с самым высоким разрешением показали относительно молодую поверхность, перемежаемую ямами странной формы, горы выше, чем Эверест, и детали, напоминающие потоки вулканической лавы.

Вскоре после столкновения инженер- штурман « Вояджера» Линда А. Морабито заметила на одном из снимков шлейф, исходящий от поверхности. [45] Анализ других изображений « Вояджера-1» показал девять таких шлейфов, разбросанных по поверхности, что доказывает, что Ио была вулканически активна. [46] Этот вывод был предсказан в статье, опубликованной незадолго до встречи с « Вояджером-1 » Стэном Пилом , Патриком Кассеном и Р. Т. Рейнольдсом. Авторы подсчитали, что внутренняя часть Ио должна испытывать значительный приливный нагрев, вызванный его орбитальным резонансом с Европой и Ганимедом (см. « Приливное нагревание"раздел для более подробного объяснения процесса). [47] Данные этого пролета показали, что на поверхности Ио преобладают инея серы и диоксида серы . Эти соединения также доминируют в ее тонкой атмосфере и в торе плазмы с центром на орбите Ио. (также обнаружен « Вояджером» ). [48] [49] [50]

"Вояджер-2" миновал Ио 9 июля 1979 года на расстоянии 1 130 000 км (700 000 миль). Хотя он не приблизился почти так же близко, как « Вояджер-1» , сравнение изображений, сделанных двумя космическими кораблями, показало несколько изменений поверхности, которые произошли за четыре месяца между столкновениями. Кроме того, наблюдения Ио в виде полумесяца, когда « Вояджер-2» покидал систему Юпитера, показали, что семь из девяти шлейфов, наблюдавшихся в марте, все еще были активны в июле 1979 года, и только вулкан Пеле отключился между облетами. [51]

Галилей [ править ]

Изображение с изображениями Galileo в улучшенном цвете, показывающее темное пятно (прерывающее красное кольцо короткоцепочечных аллотропов серы, отложенных Пеле ), образовавшееся в результате крупного извержения вулкана Пиллан Патера в 1997 году.
В Кассини-Гюйгенс вид миссии Ио и Юпитером на 1 января 2001 года

Космический корабль « Галилео» прибыл к Юпитеру в 1995 году после шестилетнего путешествия с Земли, чтобы продолжить открытия двух зондов « Вояджер» и наземные наблюдения, сделанные в прошедшие годы. Местоположение Ио в одном из самых интенсивных радиационных поясов Юпитера исключало длительный близкий пролет, но Галилей действительно прошел рядом незадолго до выхода на орбиту для своей двухлетней основной миссии по изучению системы Юпитера. Хотя во время близкого пролета 7 декабря 1995 года не было получено никаких изображений, встреча действительно дала важные результаты, такие как открытие большого железного ядра, аналогичного тому, которое было обнаружено на каменистых планетах внутренней Солнечной системы. [52]

Несмотря на отсутствие крупным планом изображений и механических проблем , которые существенно ограничивают объемы данных , возвращаемых, несколько значительных открытий были сделаны во время Галилео «s основной миссии. Галилей наблюдал последствия крупного извержения в Пиллан Патера и подтвердил, что вулканические извержения состоят из силикатных магм с основным и ультраосновным составом, богатым магнием . [53]Дистанционные изображения Ио были получены почти для каждой орбиты во время основной миссии, выявив большое количество действующих вулканов (как тепловое излучение от остывающей магмы на поверхности, так и вулканические шлейфы), многочисленные горы с широко различающейся морфологией и несколько изменений поверхности, которые потребовали место как между эпохами Вояджера и Галилея, так и между орбитами Галилея . [54]

Миссия " Галилео" дважды продлевалась, в 1997 и 2000 годах. Во время этих расширенных миссий зонд трижды пролетал мимо Ио в конце 1999 и начале 2000 года и трижды в конце 2001 и начале 2002 года. Наблюдения во время этих встреч показали геологические процессы, происходящие в Вулканы и горы Ио исключили наличие магнитного поля и продемонстрировали степень вулканической активности. [54]

Кассини [ править ]

В декабре 2000 года космический аппарат Кассини на пути к Сатурну дал далекую и короткую встречу с системой Юпитера , что позволило провести совместные наблюдения с Галилеем . Эти наблюдения выявили новый шлейф на Тваштар Патерае и позволили понять полярные сияния Ио . [55]

Новые горизонты [ править ]

Космический корабль New Horizons , направлявшийся к Плутону и поясу Койпера , пролетел над системой Юпитера и Ио 28 февраля 2007 года. Во время встречи были получены многочисленные удаленные наблюдения Ио. В их числе были изображения большого плюма в Тваштаре, что стало первым подробным наблюдением самого большого класса ионических вулканических плюмов после наблюдений плюма Пеле в 1979 году. [56] New Horizons также захватила изображения вулкана возле Гирру Патера на ранних стадиях развития. извержение и несколько извержений вулканов, произошедших после Галилея . [56]

Юнона [ править ]

Juno космический аппарат был запущен в 2011 году и вышел на орбиту вокруг Юпитера на 5 июля 2016 года Юнона " Миссия в первую очередь направлена на улучшение нашего понимания интерьера Юпитера, магнитное поле, полярные сияния и полярная атмосфера. [57] Юнона ' с 54-дневною орбита сильно наклонена и весьма эксцентричная, чтобы полярные области лучше охарактеризовать Юпитер и ограничить его воздействие на жесткие ремни внутреннего излучения планеты, ограничивая сближения с спутниками Юпитера. Во время своей основной миссии, которая продлится до июня 2021 года, Juno 'Наиболее близкое к Ио на сегодняшний день сближение произошло во время Перижово 25 17 февраля 2020 года на расстоянии 195000 километров, когда Ио была в тени Юпитера, была получена спектрометрия в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью JIRAM. [58] В январе 2021 года НАСА официально продлил миссию Juno по сентябрь 2025. В то время как Юнона " высоко наклонной орбите s держит корабль из орбитальных плоскостей Ио и других крупных спутников Юпитера, его орбита была прецессирующий так , что его точка сближения с Юпитером находится на увеличивающихся широтах, и восходящий узел его орбиты приближается к Юпитеру с каждой орбитой. Эта орбитальная эволюция позволит Juno выполнить серию близких столкновений с галилеевскими спутниками во время расширенной миссии. Запланированы две близкие встречи с Ио.Юнона ' s расширенной миссии 30 декабря 2023 года и 3 февраля 2024 года , и с высот 1500 км. [59] Девять дополнительных встреч на высоте от 11500 до 94000 километров также запланированы в период с июля 2022 года по май 2025 года. Основная цель этих встреч будет заключаться в том, чтобы улучшить наше понимание гравитационного поля Ио с помощью доплеровского отслеживания и получить изображение поверхности Ио для поиска изменения поверхности с тех пор, как Ио в последний раз видели вблизи в 2007 году. [60]

На нескольких орбитах Джуно наблюдала Ио на расстоянии, используя JunoCAM, широкоугольную камеру в видимом свете, чтобы искать вулканические шлейфы, и JIRAM, спектрометр и формирователь изображений в ближнем инфракрасном диапазоне, чтобы контролировать тепловое излучение вулканов Ио. [61] [58] JIRAM спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне до сих пор позволяла грубо отображать иней из диоксида серы на поверхности Ио, а также отображать второстепенные компоненты поверхности, слабо поглощающие солнечный свет на 2,1 и 2,65 мкм. [62]

Будущие миссии [ править ]

Для системы Юпитера запланированы две предстоящие миссии. Jupiter Icy Moon Проводник (СОК) является плановой Европейским космическим агентством миссии к Юпитеру системе , которая предназначена для завершения в Ганимед орбите. [63] Запуск JUICE запланирован на 2022 год, а прибытие к Юпитеру запланировано на октябрь 2029 года. [64] JUICE не будет летать мимо Ио, но он будет использовать свои инструменты, такие как узкоугольная камера, для наблюдения за вулканической активностью Ио. и измерить состав его поверхности во время двухлетнего тура миссии по Юпитеру перед выходом на орбиту Ганимеда. Europa Clipper- это запланированная миссия НАСА к системе Юпитера, ориентированная на спутник Юпитера Европа. Как и JUICE, Europa Clipper не будет облетать Ио, но мониторинг вулканов на расстоянии вполне вероятен. У Europa Clipper запланирован запуск в 2025 году с прибытием к Юпитеру в конце 2020-х или начале 2030-х годов, в зависимости от ракеты-носителя.

Io Volcano Observer (ИВО) является предложением НАСА, в настоящее время в фазе А, по низкой цене, Discovery класс миссии , которая будет запущена в январе 2029 г. Он будет выполнять десять пролёты Ио на орбите вокруг Юпитера , начиная в начало 2030-х гг. [65] [66]

Орбита и вращение [ править ]

Анимация резонанса Лапласа Ио, Европы и Ганимеда (соединения выделены изменением цвета)
Смотрите также: Приливное отопление

Ио вращается вокруг Юпитера на расстоянии 421 700 км (262 000 миль) от центра Юпитера и 350 000 км (217 000 миль) от его облаков. Это самый внутренний из галилеевых спутников Юпитера, его орбита находится между орбитами Фивы и Европы . Включая внутренние спутники Юпитера, Ио - пятая луна от Юпитера. Ио требуется около 42,5 часов, чтобы совершить один оборот вокруг Юпитера (достаточно быстро, чтобы его движение можно было наблюдать за одну ночь наблюдений). Ио находится в орбитальном резонансе среднего движения 2: 1 с Европой и в орбитальном резонансе среднего движения 4: 1 с Ганимедом , совершая две орбиты Юпитера на каждую орбиту, завершенную Европой, и четыре орбиты на каждую, завершенную Ганимедом. Этот резонанс помогает поддерживать Иоорбитальный эксцентриситет (0,0041), который, в свою очередь, является основным источником тепла для его геологической активности. [47] Без этого вынужденного эксцентриситета орбита Ио могла бы циркулировать за счет приливной диссипации , что привело бы к геологически менее активному миру.

Как и другие галилеевы спутники и Луна , Ио вращается синхронно со своим орбитальным периодом, при этом одна грань остается почти направленной к Юпитеру. Эта синхронность дает определение системы долготы Ио. Главный меридиан Ио пересекает экватор в суб-юпитерианской точке. Сторона Ио, всегда обращенная к Юпитеру, известна как субьовианское полушарие, тогда как сторона, которая всегда обращена в сторону, известна как антийовианское полушарие. Сторона Ио, которая всегда обращена в направлении, в котором Ио движется по своей орбите, известна как ведущее полушарие, тогда как сторона, которая всегда обращена в противоположном направлении, известна как заднее полушарие. [67]

С поверхности Ио Юпитер образует дугу в 19,5 °, в результате чего Юпитер будет в 39 раз больше видимого диаметра Луны.

Взаимодействие с магнитосферой Юпитера [ править ]

Схема магнитосферы Юпитера и компонентов, на которые оказывает влияние Ио (около центра изображения): плазменный тор (красный), нейтральное облако (желтый), силовая трубка (зеленый) и силовые линии магнитного поля (синий). ). [68]

Ио играет важную роль в формировании магнитного поля Юпитера , действуя как электрический генератор, который может развивать на себе 400000 вольт и создавать электрический ток в 3 миллиона ампер, высвобождая ионы, которые создают магнитное поле Юпитера, увеличенное более чем в два раза. в противном случае иметь. [69] Магнитосфера Юпитера уносит газы и пыль из тонкой атмосферы Ио со скоростью 1  тонна в секунду. [70] Этот материал в основном состоит из ионизированной и атомарной серы, кислорода и хлора; атомарный натрий и калий; молекулярный диоксид серы и сера; и пыль хлорида натрия . [70] [71]Эти материалы происходят из вулканической активности Ио, но материал, который попадает в магнитное поле Юпитера в межпланетное пространство, поступает непосредственно из атмосферы Ио. Эти материалы, в зависимости от их ионизированного состояния и состава, попадают в различные нейтральные (неионизированные) облака и радиационные пояса в магнитосфере Юпитера и, в некоторых случаях, в конечном итоге выбрасываются из системы Юпитера.

Ио окружает (на расстоянии до шести радиусов Ио от его поверхности) облако нейтральных атомов серы, кислорода, натрия и калия. Эти частицы возникают в верхних слоях атмосферы Ио и возбуждаются столкновениями с ионами в плазменном торе (обсуждается ниже) и другими процессами, заполняя сферу Хилла Ио , которая является областью, где сила тяжести Ио преобладает над гравитацией Юпитера. Часть этого материала ускользает от гравитационного воздействия Ио и выходит на орбиту вокруг Юпитера. В течение 20-часового периода эти частицы распространились от Ио, чтобы сформировать нейтральное облако в форме банана, которое может достигать шести юпитерианских радиусов от Ио, либо внутри орбиты Ио и впереди нее, либо за пределами орбиты Ио и позади нее. [70]Процесс столкновения, который возбуждает эти частицы, также иногда обеспечивает ионы натрия в плазменном торе с электроном, удаляя эти новые «быстрые» нейтралы из тора. Эти частицы сохраняют свою скорость (70 км / с по сравнению с орбитальной скоростью 17 км / с на Ио) и, таким образом, выбрасываются струями, уходящими от Ио. [72]

Ио вращается внутри пояса интенсивного излучения, известного как плазменный тор Ио. Плазма в этом кольце в форме пончика из ионизированной серы, кислорода, натрия и хлора возникает, когда нейтральные атомы в «облаке», окружающем Ио, ионизируются и уносятся магнитосферой Юпитера. [70]В отличие от частиц в нейтральном облаке, эти частицы вращаются вместе с магнитосферой Юпитера, вращаясь вокруг Юпитера со скоростью 74 км / с. Как и остальная часть магнитного поля Юпитера, плазменный тор наклонен относительно экватора Юпитера (и плоскости орбиты Ио), так что Ио временами находится ниже, а иногда выше ядра плазменного тора. Как отмечалось выше, более высокие уровни скорости и энергии этих ионов частично ответственны за удаление нейтральных атомов и молекул из атмосферы Ио и более протяженного нейтрального облака. Тор состоит из трех частей: внешнего «теплого» тора, расположенного сразу за орбитой Ио; вертикально протяженная область, известная как «лента», состоящая из области нейтрального источника и охлаждающей плазмы, расположенная примерно на расстоянии Ио от Юпитера; и внутренний,«холодный» тор, состоящий из частиц, медленно приближающихся к Юпитеру.[70] Прожив в торе в среднем 40 дней, частицы в «теплом» торе убегают и частично ответственны за необычно большую магнитосферу Юпитера, их внешнее давление раздувает ее изнутри. [73] Частицы Ио, обнаруженные как вариации в магнитосферной плазме, были обнаружены New Horizons далеко в длинном хвосте магнитосферы. Чтобы изучить аналогичные изменения в плазменном торе, исследователи измеряют излучаемый им ультрафиолетовый свет. Хотя такие вариации не были окончательно связаны с вариациями вулканической активности Ио (конечный источник материала в плазменном торе), эта связь была установлена ​​в нейтральном натриевом облаке. [74]

Во время встречи с Юпитером в 1992 году космический корабль « Улисс» обнаружил поток частиц размером с пыль, выброшенный из системы Юпитера. [75] Пыль в этих дискретных потоках движется от Юпитера со скоростью более нескольких сотен километров в секунду, имеет средний размер частиц 10  мкм и состоит в основном из хлорида натрия. [71] [76] Измерения пыли, проведенные Галилеем, показали, что эти потоки пыли происходят из Ио, но точно неизвестно, как они образуются, будь то вулканическая активность Ио или материал, удаленный с поверхности. [77]

Магнитное поле Юпитера , которое пересекает Ио, связывает атмосферу Ио и нейтральное облако с верхними полярными слоями атмосферы Юпитера, генерируя электрический ток, известный как магнитная трубка Ио . [70] Этот ток вызывает полярное сияние в полярных регионах Юпитера, известное как след Ио, а также полярные сияния в атмосфере Ио. Частицы этого аврорального взаимодействия затемняют полярные области Юпитера в видимом диапазоне длин волн. Расположение Ио и его аврорального след по отношению к Земле , и Юпитеру оказывает сильное влияние на юпитеровом радио выбросов от нашей точки зрения: когда Ио видна, радиосигналы от Юпитера значительно увеличатся. [38] [70] ЮнонаМиссия, которая в настоящее время находится на орбите Юпитера, должна помочь пролить свет на эти процессы. Линии магнитного поля Юпитера, которые проходят мимо ионосферы Ио, также индуцируют электрический ток, который, в свою очередь, создает индуцированное магнитное поле внутри Ио. Считается, что индуцированное магнитное поле Ио генерируется в частично расплавленном океане силикатной магмы в 50 километрах под поверхностью Ио. [78] Подобные индуцированные поля были обнаружены Галилеем на других спутниках Галилея , создаваемые в океанах с жидкой водой в недрах этих спутников.

Геология [ править ]

Ио немного больше Луны Земли . Он имеет средний радиус 1821,3 км (1131,7 миль) (примерно на 5% больше, чем у Луны) и массу 8,9319 × 10 22  кг (примерно на 21% больше, чем у Луны). Это небольшой эллипсоид с длинной осью, направленной к Юпитеру. Среди галилеевых спутников как по массе, так и по объему Ио уступает Ганимеду и Каллисто, но опережает Европу .

Интерьер [ править ]

Модель возможной внутренней композиции Ио с обозначенными различными характеристиками.

Состоящий в основном из силикатной породы и железа , Ио по своему составу ближе к планетам земной группы, чем к другим спутникам во внешней Солнечной системе, которые в основном состоят из смеси водяного льда и силикатов. Ио имеет плотность3,5275 г / см 3 , самая высокая из всех лун в Солнечной системе ; значительно выше, чем другие галилеевы спутники (в частности, Ганимед и Каллисто, плотность которых составляет около1,9 г / см 3 ) и немного выше (~ 5,5%), чем у Луны3,344 г / см 3 . [7] Модели, основанные на измерениях « Вояджером» и « Галилео » массы, радиуса и коэффициентов квадрупольной гравитации Ио (числовых значений, связанных с распределением массы внутри объекта), предполагают, что его внутренняя часть различается между богатой силикатами корой и мантией и ядро, богатое железом или сульфидом железа . [52] Металлическое ядро ​​Ио составляет примерно 20% от его массы. [79]В зависимости от количества серы в ядре, ядро ​​имеет радиус от 350 до 650 км (220–400 миль), если оно почти полностью состоит из железа, или от 550 до 900 км (340–560 миль) для ядра. состоящий из смеси железа и серы. Галилео «с магнитометра не удалось обнаружить внутреннее, собственное магнитное поле на Ио, предполагая , что ядро не конвектирующей . [80]

Моделирование внутреннего состава Ио предполагает, что мантия состоит по крайней мере из 75% богатого магнием минерала форстерита и имеет общий состав, аналогичный составу L-хондритовых и LL-хондритовых метеоритов , с более высоким содержанием железа (по сравнению с кремнием. ), чем Луна или Земля, но ниже, чем Марс. [81] [82] Для поддержания теплового потока, наблюдаемого на Ио, 10–20% мантии Ио может быть расплавленным, хотя в регионах, где наблюдался высокотемпературный вулканизм, фракции расплава могут быть выше. [83] Однако повторный анализ ГалилеяДанные магнитометра в 2009 году показали наличие на Ио индуцированного магнитного поля, требующего наличия магматического океана на глубине 50 км (31 миль) от поверхности. [78] Дальнейший анализ, опубликованный в 2011 году, предоставил прямые доказательства существования такого океана. [84] Этот слой оценивается в 50 км толщиной и составляет около 10% мантии Ио. По оценкам, температура в магматическом океане достигает 1200 ° C. Неизвестно, согласуется ли процент частичного плавления 10–20% мантии Ио с требованием значительного количества расплавленных силикатов в этом возможном магматическом океане. [85] литосферы Ио, состоящей из базальта и серы , сданный на хранение обширного вулканизма Ио, составляет по меньшей мере 12 км (7,5 миль) толщиной, и , вероятно , менее чем в 40 км (25 миль) толщиной.[79] [86]

Приливное отопление [ править ]

Основная статья: Приливный нагрев Ио

В отличие от Земли и Луны, основным источником внутреннего тепла Ио является приливная диссипация, а не распад радиоактивного изотопа , результат орбитального резонанса Ио с Европой и Ганимедом. [47] Такой нагрев зависит от расстояния Ио от Юпитера, эксцентриситета его орбиты, состава его внутренней части и физического состояния. [83] Его резонанс Лапласа с Европой и Ганимедом сохраняет эксцентриситет Ио и предотвращает циркуляцию орбиты Ио приливной диссипации внутри Ио . Резонансная орбита также помогает поддерживать расстояние Ио от Юпитера; в противном случае приливы, поднятые на Юпитере, заставили бы Ио медленно уйти от своей родительской планеты по спирали. [87]Приливные силы, испытываемые Ио, примерно в 20000 раз сильнее, чем приливные силы, которые испытывает Земля из-за Луны, и вертикальные различия в ее приливной выпуклости между временами, когда Ио находится на перицентре и апоапсисе на своей орбите, могут достигать 100 м (330 футов). [88] Трение или приливная диссипация, производимая внутри Ио из-за этого изменяющегося приливного притяжения, которое без резонансной орбиты вместо этого перешло бы в циркуляризацию орбиты Ио, создает значительный приливный нагрев внутри Ио, расплавляя значительную часть мантии Ио. и ядро. Количество произведенной энергии до 200 раз больше, чем произведено исключительно в результате радиоактивного распада . [10]Это тепло выделяется в виде вулканической активности, создавая наблюдаемый высокий тепловой поток (общее количество: от 0,6 до 1,6 × 10 14  Вт ). [83] Модели его орбиты предполагают, что количество приливного нагрева внутри Ио изменяется со временем; однако текущая величина приливной диссипации согласуется с наблюдаемым тепловым потоком. [83] [89] Модели приливного нагрева и конвекции не нашли согласованных профилей планетарной вязкости, которые одновременно соответствуют диссипации приливной энергии и мантийной конвекции тепла к поверхности. [89] [90]

Хотя есть общее согласие с тем, что источником тепла, которое проявляется во многих вулканах Ио, является приливное нагревание от притяжения силы тяжести Юпитера и его спутника Европы , вулканы находятся не в тех положениях, которые предсказывались с учетом приливного нагрева. Они сдвинуты на 30-60 градусов к востоку. [91] Исследование, опубликованное Tyler et al. (2015) предполагает, что этот восточный сдвиг может быть вызван океаном расплавленной породы под поверхностью. Движение этой магмы будет генерировать дополнительное тепло за счет трения из-за ее вязкости . Авторы исследования считают, что этот подземный океан представляет собой смесь расплавленной и твердой породы. [92]

Другие луны в Солнечной системе также нагреваются приливом и могут генерировать дополнительное тепло за счет трения подземной магмы или водных океанов. Эта способность генерировать тепло в подземном океане увеличивает вероятность появления жизни на таких телах, как Европа и Энцелад . [93] [94]

Поверхность [ править ]

Карта поверхности Ио
Воспроизвести медиа
Вращающееся изображение поверхности Ио; большое красное кольцо вокруг вулкана Пеле

Основываясь на своем опыте работы с древними поверхностями Луны, Марса и Меркурия, ученые ожидали увидеть многочисленные ударные кратеры на первых изображениях Ио, сделанных « Вояджером-1 » . Плотность ударных кратеров на поверхности Ио могла бы дать ключ к разгадке возраста Ио. Однако они были удивлены, обнаружив, что на поверхности почти полностью отсутствуют ударные кратеры, а вместо этого они покрыты гладкими равнинами, усеянными высокими горами, ямами различных форм и размеров и потоками вулканической лавы. [43] По сравнению с большинством миров, наблюдаемых к тому моменту, поверхность Ио была покрыта множеством разноцветных материалов (из-за чего Ио можно сравнить с тухлым апельсином или пиццей ) из различных сернистых соединений.[95] [96] Отсутствие ударных кратеров указывало на то, что поверхность Ио геологически молода, как и земная поверхность; вулканические материалы постоянно скрывают кратеры по мере их образования. Этот результат был убедительно подтвержден, поскольку космический корабль "Вояджер-1" наблюдал по крайней мере девять действующих вулканов. [46]

Состав поверхности [ править ]

Красочный внешний вид Ио является результатом материалов, отложившихся в результате обширного вулканизма, включая силикаты (такие как ортопироксен ), серу и диоксид серы . [97] Иней из двуокиси серы повсеместно распространен по всей поверхности Ио, образуя большие области, покрытые белыми или серыми материалами. Сера также встречается во многих местах Ио, образуя области от желтого до желто-зеленого цвета. Сера, осаждаемая в средних широтах и ​​полярных регионах, часто повреждается радиацией, разрушая обычно стабильную циклическую 8-цепочечную серу . Это радиационное повреждение вызывает красно-коричневые полярные области Ио. [20]

Геологическая карта Ио

Взрывной вулканизм , часто принимающий форму зонтичных плюмов, окрашивает поверхность сернистыми и силикатными материалами. Шлейфовые отложения на Ио часто окрашены в красный или белый цвет в зависимости от количества серы и диоксида серы в шлейфе. Как правило, плюмы, образующиеся в жерлах вулканов из-за дегазации лавы, содержат большее количество серы.
2, образуя красный «веерный» осадок или, в крайнем случае, большие (часто выходящие за пределы 450 км или 280 миль от центрального отверстия) красные кольца. [98] Яркий пример месторождения шлейфа с красным кольцом находится в Пеле. Эти красные отложения состоят в основном из серы (обычно трех- и четырехцепочечной молекулярной серы), диоксида серы и, возможно, сульфурилхлорида . [97] Шлейфы, образованные на краях потоков силикатной лавы (в результате взаимодействия лавы и ранее существовавших отложений серы и диоксида серы), образуют белые или серые отложения.

Составное картирование и высокая плотность Ио позволяют предположить, что Ио почти не содержит воды , хотя предварительно были обнаружены небольшие очаги водяного льда или гидратированных минералов , в первую очередь на северо-западном склоне горы Гиш-Бар-Монс . [99] На Ио меньше всего воды из всех известных тел Солнечной системы. [100] Этот недостаток воды, вероятно, связан с тем, что Юпитер был достаточно горячим в начале эволюции Солнечной системы, чтобы отогнать летучие вещества, такие как вода, в окрестностях Ио, но недостаточно горячим, чтобы сделать это дальше. [101]

Вулканизм [ править ]

Основная статья: Вулканизм на Ио
См. Также: Список вулканических образований на Ио.
Активные потоки лавы в вулканическом регионе Тваштар Патераэ (пустая область представляет насыщенные области в исходных данных). Снимки, сделанные Галилео в ноябре 1999 г. и феврале 2000 г.

Приливный нагрев, вызванный принудительным эксцентриситетом орбиты Ио, сделал его самым вулканически активным миром в Солнечной системе с сотнями вулканических центров и обширными потоками лавы . [12] Во время крупного извержения могут образовываться потоки лавы длиной в десятки или даже сотни километров, состоящие в основном из базальтовых силикатных лав с основным или ультраосновным (богатым магнием) составом. Побочными продуктами этой деятельности являются сера, газообразный диоксид серы и силикатный пирокластик.Материал (например, пепел) уносится в космос на расстояние до 200 км (120 миль), образуя большие зонтичные шлейфы, окрашивая окружающую местность в красный, черный и белый цвета, и обеспечивая материал для неоднородной атмосферы Ио и обширной магнитосферы Юпитера.

Поверхность Ио усеяна вулканическими впадинами, известными как патеры , с плоскими полами, ограниченными крутыми стенами. [102] Эти особенности напоминают земные кальдеры , но неизвестно, образовались ли они в результате обрушения опустошенной лавовой камеры, как их земные собратья. Одна из гипотез предполагает, что эти особенности образовались в результате эксгумации вулканических силлов , а вышележащий материал либо взорван, либо интегрирован в порог. [103] Примеры патер на различных стадиях эксгумации были нанесены на карту с использованием изображений Галилео региона Чаак-Камаштли . [104]В отличие от аналогичных особенностей на Земле и Марсе, эти впадины обычно не лежат на вершинах щитовых вулканов и обычно больше, со средним диаметром 41 км (25 миль), самым большим из которых является Локи Патера на высоте 202 км (126 миль). [102] Локи также неизменно является самым сильным вулканом на Ио, на его долю приходится в среднем 25% от общего количества тепла, выделяемого Ио. [105] Каким бы ни был механизм образования, морфология и распространение многих патер предполагают, что эти особенности структурно контролируются, по крайней мере наполовину ограниченные разломами или горами. [102] Эти объекты часто являются местом извержений вулканов, либо из-за потоков лавы, распространяющихся по дну патер, как при извержении наГиш Бар Патера в 2001 году, или в виде озера лавы . [11] [106] Лавовые озера на Ио имеют либо непрерывно опрокидывающуюся лавовую корку, как в Пеле, либо эпизодически опрокидывающуюся корку, например, в Локи. [107] [108]

Последовательность из пяти изображений New Horizons, показывающих вулкан Ио, Тваштар, извергающий материал на 330 км над своей поверхностью.
Шлейф возле терминатора ( Джуно ; 21 декабря 2018 г.) [109]

Лавовые потоки представляют собой еще один крупный вулканический ландшафт Ио. Магма извергается на поверхность из отверстий на дне патер или на равнинах из трещин, создавая надутые сложные потоки лавы, подобные тем, которые наблюдаются в Килауэа на Гавайях. Изображения с космического корабля « Галилео» показали, что многие из основных потоков лавы Ио, например, на Прометеях и Амирани , образуются в результате наращивания небольших прорывов лавовых потоков поверх старых потоков. [110] Более крупные извержения лавы также наблюдались на Ио. Например, передний край потока Прометея переместился на 75-95 км (47-59 миль) между « Вояджером» в 1979 году и первым « Галилеем».наблюдения в 1996 году. Крупное извержение в 1997 году произвело более 3500 км 2 (1400 квадратных миль) свежей лавы и затопило дно соседней Пиллан Патеры. [53]

Анализ изображений космического корабля " Вояджер" привел ученых к мысли, что эти потоки состоят в основном из различных соединений расплавленной серы. Однако последующие наземные инфракрасные исследования и измерения с космического корабля « Галилео» показывают, что эти потоки состоят из базальтовой лавы от основного до ультраосновного состава. [111] Эта гипотеза основана на измерениях температуры «горячих точек» Ио, или мест теплового излучения, которые предполагают температуры не менее 1300 К, а некоторые даже 1600 К. [112] Первоначальные оценки предполагают, что температуры извержения приближаются к 2000 К [ 53]с тех пор оказались завышенными, поскольку для моделирования температур использовались неправильные тепловые модели. [112] [111]

Обнаружение шлейфов на вулканах Пеле и Локи было первым признаком геологической активности Ио. [45] Обычно эти шлейфы образуются, когда летучие вещества, такие как сера и диоксид серы, выбрасываются в небо из вулканов Ио со скоростью, достигающей 1 км / с (0,62 мили / с), создавая зонтичные облака из газа и пыли. Дополнительные материалы, которые могут быть обнаружены в этих вулканических шлейфах, включают натрий, калий и хлор . [113] [114] Эти шлейфы, кажется, сформированы одним из двух способов. [115] Самые большие шлейфы Ио, такие как те, которые выбрасывает Пеле., образуются, когда растворенная сера и газообразный диоксид серы высвобождаются из извержения магмы в вулканических жерлах или лавовых озерах, часто увлекая за собой силикатный пирокластический материал. [116] Эти шлейфы образуют красные (из-за короткоцепочечной серы) и черные (из-за силикатной пирокластики) отложения на поверхности. Образованные таким образом плюмы - одни из самых крупных, наблюдаемых на Ио, они образуют красные кольца диаметром более 1000 км (620 миль). Примеры этого типа шлейфа: Пеле, Тваштар и Даждьбог.. Другой тип шлейфа образуется, когда потоки лавы испаряют нижележащий слой двуокиси серы, отправляя серу в небо. Этот тип шлейфа часто образует яркие круглые отложения, состоящие из диоксида серы. Эти шлейфы часто имеют высоту менее 100 км (62 миль) и являются одними из самых долгоживущих шлейфов на Ио. Примеры включают Прометей , Амирани и Масуби . Изверженные сернистые соединения концентрируются в верхней коре из-за снижения растворимости серы на больших глубинах литосферы Ио и могут быть определяющими для типа извержения горячей точки. [116] [117] [118]

Горы [ править ]

Основная статья: Горы Ио
См. Также: Список гор на Ио
Изображение Тохил Монса , горы высотой 5,4 км воттенках серого, полученное от Галилео.

На Ио от 100 до 150 гор. Эти сооружения в среднем имеют высоту 6 км (3,7 мили) и достигают максимальной высоты 17,5 ± 1,5 км (10,9 ± 0,9 миль) в Южном Босауле-Монтесе . [13] Горы часто кажутся большими (средняя длина горы составляет 157 км или 98 миль), изолированными структурами без видимых общих тектонических структур, в отличие от случая на Земле. [13] Для поддержки огромного рельефа, наблюдаемого в этих горах, требуются композиции, состоящие в основном из силикатных пород, а не из серы. [119]

Несмотря на обширный вулканизм, который придает Ио его характерный облик, почти все его горы представляют собой тектонические структуры, а не вулканы. Вместо этого большинство Ионических гор формируются в результате сжимающих напряжений в основании литосферы, которые поднимают и часто наклоняют куски коры Ио из-за надвиговых разломов . [120] Сжимающие напряжения, приводящие к образованию гор, являются результатом оседания из-за непрерывного захоронения вулканических материалов. [120] Глобальное распределение гор кажется противоположным распределению вулканических структур; горы преобладают в областях с меньшим количеством вулканов и наоборот. [121]Это предполагает наличие крупномасштабных областей в литосфере Ио, где преобладают сжатие (поддерживающее образование гор) и растяжение (поддерживающее образование патер). [122] Однако в некоторых местах горы и патеры часто примыкают друг к другу, предполагая, что магма часто использует разломы, образовавшиеся во время горообразования, для достижения поверхности. [102]

Горы на Ио (как правило, сооружения, возвышающиеся над окружающими равнинами) имеют разнообразную морфологию. Плато встречаются чаще всего. [13] Эти структуры напоминают большие столовые с плоской вершиной и неровной поверхностью. Другие горы кажутся наклонными блоками земной коры с пологим уклоном от ранее плоской поверхности и крутым уклоном, состоящим из ранее подповерхностных материалов, поднятых сжимающими напряжениями. Оба типа гор часто имеют крутые уступы по одному или нескольким краям. Лишь несколько гор на Ио имеют вулканическое происхождение. Эти горы напоминают небольшие щитовые вулканы с крутыми склонами (6–7 °) возле небольшой центральной кальдеры.и пологие склоны по краям. [123] Эти вулканические горы часто меньше средней горы на Ио, в среднем от 1 до 2 км (от 0,6 до 1,2 мили) в высоту и от 40 до 60 км (от 25 до 37 миль) в ширину. Другие щитовые вулканы с гораздо более пологими склонами вытекают из морфологии нескольких вулканов Ио, где тонкие потоки исходят из центральной патеры, например, в Ра Патера . [123]

Кажется, что почти все горы находятся в той или иной стадии деградации. Крупные оползневые отложения распространены у подножия Ионических гор, что позволяет предположить, что массовое истощение является основной формой деградации. Scalloped края распространены среди Месас и плато Ио, в результате диоксида серы истощает из коры Ио, производя зону слабости вдоль горных полей. [124]

Атмосфера [ править ]

Авроральное сияние в верхних слоях атмосферы Ио. Разные цвета представляют собой выбросы от разных компонентов атмосферы (зеленый - выброс натрия, красный - кислород, синий - вулканические газы, такие как диоксид серы). Снимок сделан во время затмения Ио.

Ио имеет чрезвычайно тонкую атмосферу, состоящую в основном из диоксида серы ( SO
2), с небольшими составляющими, включая монооксид серы ( SO ), хлорид натрия ( NaCl ), а также атомарную серу и кислород . [125] Атмосфера имеет значительные колебания плотности и температуры в зависимости от времени суток, широты, вулканической активности и обилия заморозков на поверхности. Максимальное атмосферное давление на Ио колеблется от 3,3 · 10 −5  до 3 · 10 −4  паскалей (Па) или от 0,3 до 3  нбар , пространственно наблюдаемое в антиюпитерском полушарии Ио и вдоль экватора, и временно в полдень, когда температура поверхностных пиков промерзания. [125] [126] [127]Также наблюдались локальные пики в вулканических шлейфах с давлением от 5 × 10 -4 до 40 × 10 -4  Па (от 5 до 40 нбар). [49] Атмосферное давление Ио является самым низким на ночной стороне Ио, где давление падает до 0,1 × 10–7  до 1 × 10–7  Па (от 0,0001 до 0,001 нбар). [125] [126] Температура атмосферы Ио колеблется от температуры поверхности на малых высотах, где диоксид серы находится в равновесном давлении пара с инеем на поверхности, до 1800 К на больших высотах, где более низкая плотность атмосферы позволяет нагреваться от плазмы в плазменный тор Ио и джоулева нагрева от флюсовой трубки Ио. [125] [126]Низкое давление ограничивает влияние атмосферы на поверхность, за исключением временного перераспределения диоксида серы из областей, богатых морозом, в районы с низким уровнем холода, а также для увеличения размера колец отложений плюма, когда материал плюма повторно входит в более плотную дневную атмосферу. [125] [126] Тонкая ионическая атмосфера также означает, что любые будущие посадочные зонды, посланные для исследования Ио, не нужно будет заключать в теплозащитный экран в виде аэрозольной оболочки, а вместо этого потребуются ретродвигатели для мягкой посадки . Тонкая атмосфера также требует прочного посадочного модуля, способного выдерживать сильное излучение Юпитера , которое могло бы ослабить более толстая атмосфера.

Газ в атмосфере Ио отделяется магнитосферой Юпитера , уходя либо в нейтральное облако, которое окружает Ио, либо в плазменный тор Ио, кольцо ионизированных частиц, которое разделяет орбиту Ио, но вращается вместе с магнитосферой Юпитера. [73] Каждую секунду из атмосферы удаляется примерно одна тонна материала, поэтому ее необходимо постоянно пополнять. [70] Самый драматический источник SO
2представляют собой вулканические шлейфы, которые в среднем закачивают в атмосферу Ио 10 4 кг диоксида серы в секунду, хотя большая часть этого конденсируется обратно на поверхность. [128] Большая часть двуокиси серы в атмосфере Ио поддерживается солнечным светом с приводом сублимации из SO
2застывший на поверхности. [129] Дневная атмосфера в основном ограничена в пределах 40 ° от экватора, где поверхность наиболее теплая и находятся наиболее активные вулканические шлейфы. [130] сублимации управляемой атмосферы также согласуется с наблюдениями , что атмосфера Ио плотнейшая по полусфере анти-Jupiter, где SO
2Мороз наиболее обильный, а самый плотный, когда Ио находится ближе к Солнцу. [125] [129] [131] Однако требуется некоторый вклад вулканических шлейфов, поскольку самые высокие наблюдаемые плотности наблюдались вблизи вулканических жерл. [125] Поскольку плотность диоксида серы в атмосфере напрямую связана с температурой поверхности, атмосфера Ио частично коллапсирует ночью или когда Ио находится в тени Юпитера (с падением плотности столба на ~ 80% [132] ). Коллапс во время затмения в некоторой степени ограничен образованием диффузионного слоя монооксида серы в самой нижней части атмосферы, но атмосферное давление ночной атмосферы Ио на два-четыре порядка меньше, чем на его пике сразу после полудня. [126][133] Незначительные составляющие атмосферы Ио, такие как NaCl , SO , O и S, происходят либо от: прямого вулканического выделения газа; фотодиссоциация или химический распад, вызванный солнечным ультрафиолетовым излучением, из SO
2; или распыление поверхностных отложений заряженными частицами из магнитосферы Юпитера. [129]

Различные исследователи предположили, что атмосфера Ио замерзает на поверхности, когда она переходит в тень Юпитера. Свидетельством этого является "прояснение после затмения", когда луна иногда кажется немного ярче, как если бы она была покрыта инеем сразу после затмения. Примерно через 15 минут яркость возвращается к норме, предположительно из-за того, что иней исчез в результате сублимации . [134] [135] [136] [137] Помимо наблюдения в наземные телескопы, яркость после затмения была обнаружена в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью инструмента на борту космического корабля Кассини . [138] Дальнейшая поддержка этой идеи пришла в 2013 году, когда обсерватория Близнецовиспользовался для непосредственного измерения краха SO
2атмосфера во время затмения с Юпитером и ее преобразование после него. [139] [140]

На изображениях Ио с высоким разрешением, сделанных во время затмения, видно сияние, напоминающее полярное сияние. [114] Как и на Земле, это происходит из-за излучения частиц, попадающих в атмосферу, хотя в этом случае заряженные частицы приходят из магнитного поля Юпитера, а не из солнечного ветра.. Полярные сияния обычно возникают около магнитных полюсов планет, но яркость Ио наиболее ярка около экватора. Ио не имеет собственного магнитного поля; следовательно, электроны, движущиеся вдоль магнитного поля Юпитера около Ио, непосредственно воздействуют на атмосферу Ио. Все больше электронов сталкиваются с его атмосферой, создавая самое яркое полярное сияние, где силовые линии касаются Ио (т. Е. Около экватора), потому что столб газа, через который они проходят, там самый длинный. Полярные сияния, связанные с этими точками касания на Ио, наблюдаются как качание с изменением ориентации наклоненного магнитного диполя Юпитера . [141] Также наблюдались более слабые полярные сияния от атомов кислорода вдоль лимба Ио (красный свет на изображении справа) и атомов натрия на ночной стороне Ио (зеленый свет на том же снимке).[114]

См. Также [ править ]

  • Исследование Ио
  • Спутники Юпитера в художественной литературе # Ио
  • Список естественных спутников
  • Планетарная геология

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b Блю, Дженнифер (9 ноября 2009 г.). «Названия планет и спутников и первооткрыватели» . USGS.
  2. ^ "Ио" . Lexico UK Dictionary . Издательство Оксфордского университета .
    "Ио" . Словарь Мерриама-Вебстера .
  3. ^ SW Kieffer (1982) «Ионический вулканизм», в издании Дэвида Моррисона, Спутники Юпитера , т. 3, Международный астрономический союз
  4. ^ "Электронные пучки и ионный состав, измеренные на Ио и в его торе", Science , 18 октября 1996 г.
  5. ^ Томас, ПК; и другие. (1998). «Форма Ио по измерениям конечностей Галилея». Икар . 135 (1): 175–180. Bibcode : 1998Icar..135..175T . DOI : 10.1006 / icar.1998.5987 .
  6. ^ a b c d Йоманс, Дональд К. (13 июля 2006 г.). «Физические параметры планетных спутников» . Лаборатория реактивного движения Солнечной системы.
  7. ^ а б Шуберт, G .; Андерсон, JD; Spohn, T .; Маккиннон, ВБ (2004). «Внутренняя композиция, структура и динамика спутников Галилеи» . In Bagenal, F .; Даулинг, Т. Э .; Маккиннон, ВБ (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера . Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета. С. 281–306. ISBN 978-0521035453. OCLC  54081598 .
  8. ^ "Классические спутники Солнечной системы" . Обсерватория АРВАЛ. Архивировано из оригинала 9 июля 2011 года . Проверено 28 сентября 2007 года .
  9. ^ Rathbun, JA; Спенсер, младший; Тамппари, Луизиана; Мартин, Т.З .; Barnard, L .; Трэвис, LD (2004). «Картирование теплового излучения Ио с помощью прибора фотополяриметр-радиометр (PPR) Galileo». Икар . 169 (1): 127–139. Bibcode : 2004Icar..169..127R . DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.12.021 .
  10. ^ a b Розали MC Лопес (2006). «Ио: Вулканическая Луна» . В Люси-Энн Макфадден; Пол Р. Вайсман; Торренс В. Джонсон (ред.). Энциклопедия Солнечной системы . Академическая пресса. С.  419–431 . ISBN 978-0-12-088589-3.
  11. ^ а б Лопес, RMC; и другие. (2004). «Лавовые озера на Ио: наблюдения вулканической активности Ио с Галилео НИМС во время пролета 2001 года». Икар . 169 (1): 140–174. Bibcode : 2004Icar..169..140L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.11.013 .
  12. ↑ a b Сокол, Джошуа (26 июня 2019 г.). «Этот мир - кипящий ад. Они наблюдали за его взрывами. - Исследователи опубликовали пятилетний отчет о вулканической активности на Ио, спутнике Юпитера, надеясь, что другие найдут больше закономерностей» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 26 июня 2019 .
  13. ^ a b c d Schenk, P .; и другие. (2001). "Горы Ио: глобальные и геологические перспективы с" Вояджера " и" Галилео " . Журнал геофизических исследований . 106 (E12): 33201–33222. Bibcode : 2001JGR ... 10633201S . DOI : 10.1029 / 2000JE001408 .
  14. ^ "2000 29 февраля, SPS 1020 (Введение в космические науки)" . CSUFresno.edu . 29 февраля 2000 года Архивировано из оригинала 25 июля 2008 года.
  15. Перейти ↑ Marius, S. (1614). "Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici" [Мир Юпитера, открытый в 1609 году с помощью бельгийского подзорного стекла]. Обсерватория . 39 : 367. Bibcode : 1916Obs .... 39..367.
  16. ^ Van Helden, Al (1995). «Спутники Юпитера» .
  17. ^ Мариус, Симон (1614). Mundus Iovialis: anno MDCIX detectus ope perspicilli Belgici, hoc est, quatuor Jovialium planetarum, cum theoria, tum tabulæ . Нюрнберг: Sumptibus и Typis Iohannis Lauri. п. B2, лицевая и оборотная стороны (изображения 35 и 36), с опечаткой на последней странице (изображение 78) . Проверено 30 июня 2020 .
  18. ^ Marazzini, Claudio (2005). «I nomi dei satelliti di Giove: da Galileo a Simon Marius» [Названия спутников Юпитера: от Галилея до Симона Мариуса]. Lettere Italiane . 57 (3): 391–407. JSTOR 26267017 . 
  19. ^ «Ио: Обзор» . НАСА . Проверено 5 марта 2012 года .
  20. ^ a b c Барнард, EE (1894). «О темных полюсах и ярком экваториальном поясе первого спутника Юпитера» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 54 (3): 134–136. Bibcode : 1894MNRAS..54..134B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 54.3.134 .
  21. ^ a b Барнард, EE (1891). «Наблюдения за планетой Юпитер и его спутниками в течение 1890 года с 12-дюймовой экваториальной обсерватории Лика» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 51 (9): 543–556. Bibcode : 1891MNRAS..51..543B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 51.9.543 .
  22. ^ "Ио2" . Оксфордский словарь английского языка (Интернет-изд.). Издательство Оксфордского университета. (Требуется подписка или членство в учреждении-участнике .) «Ио» . Lexico UK Dictionary . Издательство Оксфордского университета .

    "Ио" . Словарь Мерриама-Вебстера .
    "Ио" . Dictionary.com Полный . Случайный дом .
  23. ^ "Ио" . Dictionary.com Полный . Случайный дом .
  24. ^ родительные падежи Iūs и Iōnis : Io2 . Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь по проекту Персей .
  25. ^ Моррисон и Мэтьюз (1982) Спутники Юпитера , часть 1, стр. 649
  26. ↑ McEwen et al., «Литосфера и поверхность Ио», Schubert et al., «Satellite Interiors» и Schenk et al., «Ages and Interiors», в Bagenal et al. ред. (2007) Юпитер: планета, спутники и магнитосфера
  27. ^ Вне астрономия «Ионическая», вероятнобудет неправильнокак относящиеся к Иониям , но прилагательное на основе другого ствола, «Йоан» / aɪ oʊ ə п / , не найден.
  28. ^ a b Синий, Дженнифер. «Категории для присвоения имен объектам на планетах и ​​спутниках» . Геологическая служба США . Проверено 12 сентября 2013 года .
  29. ↑ Блю, Дженнифер (14 июня 2007 г.). «Содержание номенклатуры IO» . Геологическая служба США. Архивировано из оригинального 29 июня 2007 года.
  30. ^ a b c Круикшанк, Д.П .; Нельсон, РМ (2007). «История освоения Ио». В Лопесе, RMC; Спенсер, младший (ред.). Ио после Галилея . Springer-Praxis. С. 5–33. ISBN 978-3-540-34681-4.
  31. ↑ Ван Хелден, Альберт (14 января 2004 г.). "Проект Галилео / Наука / Симон Мариус" . Университет Райса.
  32. ^ Баалке, Рон. «Открытие галилеевых спутников» . Лаборатория реактивного движения . Проверено 7 января 2010 года .
  33. ^ О'Коннор, JJ; Робертсон, EF (февраль 1997 г.). «Долгота и Королевская академия» . Университет Сент-Эндрюс . Проверено 14 июня 2007 года .
  34. ^ Доббинс, Т .; Шихан, В. (2004). «История яичных лун Юпитера». Небо и телескоп . 107 (1): 114–120. Bibcode : 2004S&T ... 107a.114D .
  35. ^ Минтон, Р. (1973). «Красные полярные шапки Ио». Сообщения лунно-планетной лаборатории . 10 : 35–39. Bibcode : 1973CoLPL..10 ... 35M .
  36. ^ Ли, Т. (1972). «Спектральные альбедо галилеевых спутников». Сообщения лунно-планетной лаборатории . 9 (3): 179–180. Bibcode : 1972CoLPL ... 9..179L .
  37. ^ Fanale, FP; и другие. (1974). «Ио: месторождение эвапорита на поверхности?». Наука . 186 (4167): 922–925. Bibcode : 1974Sci ... 186..922F . DOI : 10.1126 / science.186.4167.922 . PMID 17730914 . S2CID 205532 .  
  38. ^ a b Бигг, EK (1964). «Влияние спутника Ио на декаметровую эмиссию Юпитера». Природа . 203 (4949): 1008–1010. Bibcode : 1964Natur.203.1008B . DOI : 10.1038 / 2031008a0 . S2CID 12233914 . 
  39. ^ а б Фиммель, РО; и другие. (1977). «Первый во внешней Солнечной системе» . Пионерская одиссея . НАСА . Проверено 5 июня 2007 года .
  40. ^ Андерсон, JD; и другие. (1974). «Гравитационные параметры системы Юпитера по доплеровскому слежению Pioneer 10». Наука . 183 (4122): 322–323. Bibcode : 1974Sci ... 183..322A . DOI : 10.1126 / science.183.4122.322 . PMID 17821098 . S2CID 36510719 .  
  41. ^ " Пионер 11 Изображения Ио" . Домашняя страница Галилео . Проверено 21 апреля 2007 года .
  42. ^ "Описание миссии Voyager" . Узел колец NASA PDS . 19 февраля 1997 г.
  43. ^ а б Смит, BA; и другие. (1979). «Система Юпитера глазами Вояджера-1». Наука . 204 (4396): 951–972. Bibcode : 1979Sci ... 204..951S . DOI : 10.1126 / science.204.4396.951 . PMID 17800430 . S2CID 33147728 .  
  44. ^ "Луна Юпитера показывает цвет, признаки эрозии" . Страж Милуоки . United Press International. 6 марта 1979 г. с. 2.
  45. ^ a b Морабито, Луизиана; и другие. (1979). «Открытие активного в настоящее время внеземного вулканизма». Наука . 204 (4396): 972. Bibcode : 1979Sci ... 204..972M . DOI : 10.1126 / science.204.4396.972 . PMID 17800432 . S2CID 45693338 .  
  46. ^ а б Стром, Р.Г. и другие. (1979). "Шлейфы извержения вулкана на Ио". Природа . 280 (5725): 733–736. Bibcode : 1979Natur.280..733S . DOI : 10.1038 / 280733a0 . S2CID 8798702 . 
  47. ^ a b c Пил, SJ; и другие. (1979). "Плавление Ио за счет приливной диссипации" (PDF) . Наука . 203 (4383): 892–894. Bibcode : 1979Sci ... 203..892P . DOI : 10.1126 / science.203.4383.892 . PMID 17771724 . S2CID 21271617 .   
  48. ^ Содерблом, Лос-Анджелес; и другие. (1980). «Спектрофотометрия Ио: предварительные результаты« Вояджера-1 »». Geophys. Res. Lett . 7 (11): 963–966. Bibcode : 1980GeoRL ... 7..963S . DOI : 10.1029 / GL007i011p00963 .
  49. ^ a b Жемчуг, JC; и другие. (1979). «Идентификация газообразного SO
    2    и новые верхние пределы для других газов на Ио ». Nature . 288 (5725): 757–758. Bibcode : 1979Natur.280..755P . doi : 10.1038 / 280755a0 . S2CID  4338190 .
  50. ^ Broadfoot, AL; и другие. (1979). «Экстремальные ультрафиолетовые наблюдения со встречи Вояджера-1 с Юпитером». Наука . 204 (4396): 979–982. Bibcode : 1979Sci ... 204..979B . DOI : 10.1126 / science.204.4396.979 . PMID 17800434 . S2CID 1442415 .  
  51. ^ Стром, RG; Шнайдер, Н.М. (1982). «Извержения вулканов на Ио» . В Моррисон, Д. (ред.). Спутники Юпитера . Университет Аризоны Press. С.  598–633 . ISBN 0-8165-0762-7.
  52. ^ а б Андерсон, JD; и другие. (1996). «Гравитационные результаты Галилея и внутренняя структура Ио». Наука . 272 (5262): 709–712. Bibcode : 1996Sci ... 272..709A . DOI : 10.1126 / science.272.5262.709 . PMID 8662566 . S2CID 24373080 .  
  53. ^ a b c McEwen, AS; и другие. (1998). «Высокотемпературный силикатный вулканизм на спутнике Юпитера Ио» (PDF) . Наука . 281 (5373): 87–90. Bibcode : 1998Sci ... 281 ... 87M . DOI : 10.1126 / science.281.5373.87 . PMID 9651251 . S2CID 28222050 .   
  54. ^ а б Перри, Дж .; и другие. (2007). "Краткое изложение миссии Галилео и его наблюдений за Ио". В Лопесе, RMC; Спенсер, младший (ред.). Ио после Галилея . Springer-Praxis. С. 35–59. ISBN 978-3-540-34681-4.
  55. ^ Порко, СС ; и другие. (2003). "Кассини изображения атмосферы, спутников и колец Юпитера" (PDF) . Наука . 299 (5612): 1541–1547. Bibcode : 2003Sci ... 299.1541P . DOI : 10.1126 / science.1079462 . PMID 12624258 . S2CID 20150275 .   
  56. ^ а б Спенсер, младший; и другие. (2007). «Вулканизм Ио глазами новых горизонтов: крупное извержение вулкана Тваштар» (PDF) . Наука . 318 (5848): 240–243. Bibcode : 2007Sci ... 318..240S . DOI : 10.1126 / science.1147621 . PMID 17932290 . S2CID 36446567 .   
  57. ^ Greicius, Тони (21 сентября 2015). «Юнона - Обзор миссии» . НАСА . Проверено 14 февраля 2020 года .
  58. ^ а б Мура, А .; и другие. (2020). «Инфракрасные наблюдения Ио с Юноны». Икар . 341 . Bibcode : 2020Icar..34113607M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2019.113607 .
  59. ^ «Миссия НАСА Juno расширяется в будущее» . 13 января 2021 . Проверено 1 февраля 2021 года .
  60. ↑ Болтон, Скотт (2 сентября 2020 г.). «Отчет Juno OPAG» (PDF) . Проверено 31 августа 2020 года .
  61. ↑ Андерсон, Пол Скотт (6 января 2019 г.). "Новые изображения раскаленных вулканов Ио" Юнона " . EarthSky . Проверено 14 февраля 2020 года .
  62. ^ Този, Ф .; и другие. (2020). «Составление карты поверхности Ио с помощью Juno / JIRAM». JGR Planets . DOI : 10.1029 / 2020JE006522 .
  63. ↑ Джонатан Амос (2 мая 2012 г.). «Esa выбирает для Юпитера зонд для сока на 1 миллиард евро» . BBC News .
  64. ^ Отчет об оценке JUICE (Желтая книга) , ESA, 2012
  65. ^ McEwen, AS; Команда IVO (2021 г.). Наблюдатель за вулканом Ио (IVO) (PDF) . 52-я Конференция по изучению Луны и планет . 15–19 марта 2020 г. Тезисы № 2548.
  66. ^ «НАСА выбирает четыре возможные миссии для изучения секретов Солнечной системы» . НАСА . 13 февраля 2020.
  67. ^ Лопес, RMC; Уильямс, Д.А. (2005). «Ио после Галилея ». Отчеты о достижениях физики . 68 (2): 303–340. Bibcode : 2005RPPh ... 68..303L . DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 68/2 / R02 .
  68. ^ Спенсер, Дж. "Астрономические визуализации Джона Спенсера" . Проверено 25 мая 2007 года .
  69. ^ «Ио: Обзор» . Исследование Солнечной системы. НАСА . Проверено 29 октября 2014 года .
  70. ^ a b c d e f g h Шнайдер, Нью-Мексико; Багенал, Ф. (2007). «Нейтральные облака Ио, плазменный тор и магнитосферные взаимодействия». В Лопесе, RMC; Спенсер, младший (ред.). Ио после Галилея . Springer-Praxis. С. 265–286. ISBN 978-3-540-34681-4.
  71. ^ a b Постберг, Ф .; и другие. (2006). «Состав частиц потока юпитерианской пыли». Икар . 183 (1): 122–134. Bibcode : 2006Icar..183..122P . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.02.001 .
  72. ^ Burger, MH; и другие. (1999). «Галилей крупным планом на натриевую струю Ио» . Geophys. Res. Lett . 26 (22): 3333–3336. Bibcode : 1999GeoRL..26.3333B . DOI : 10.1029 / 1999GL003654 .
  73. ^ a b Krimigis, SM; и другие. (2002). «Туманность газов Ио, окружающая Юпитер» . Природа . 415 (6875): 994–996. Bibcode : 2002Natur.415..994K . DOI : 10.1038 / 415994a . PMID 11875559 . 
  74. ^ Medillo, M .; и другие. (2004). «Вулканический контроль Ио над протяженными нейтральными облаками Юпитера». Икар . 170 (2): 430–442. Bibcode : 2004Icar..170..430M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.03.009 .
  75. ^ Grün, E .; и другие. (1993). «Открытие космическим кораблем ULYSSES потоков юпитерианской пыли и межзвездных зерен» . Природа . 362 (6419): 428–430. Bibcode : 1993Natur.362..428G . DOI : 10.1038 / 362428a0 . S2CID 4315361 . 
  76. ^ Zook, HA; и другие. (1996). "Изгибание траекторий юпитерианской пыли магнитным полем солнечного ветра". Наука . 274 (5292): 1501–1503. Bibcode : 1996Sci ... 274.1501Z . DOI : 10.1126 / science.274.5292.1501 . PMID 8929405 . S2CID 25816078 .  
  77. ^ Grün, E .; и другие. (1996). «Измерения пыли во время приближения Галилея к Юпитеру и встречи с Ио». Наука . 274 (5286): 399–401. Bibcode : 1996Sci ... 274..399G . DOI : 10.1126 / science.274.5286.399 . S2CID 119868296 . 
  78. ^ а б Керр, РА (2010). «Магниты указывают на« океан »магмы на Ио». Наука . 327 (5964): 408–409. DOI : 10.1126 / science.327.5964.408-b . PMID 20093451 . 
  79. ^ а б Андерсон, JD; и другие. (2001). «Гравитационное поле Ио и внутренняя структура» . J. Geophys. Res . 106 (E12): 32963–32969. Bibcode : 2001JGR ... 10632963A . DOI : 10.1029 / 2000JE001367 .
  80. ^ Кивельсон, MG; и другие. (2001). «Намагниченный или ненамагниченный: неоднозначность сохраняется после встреч Галилея с Ио в 1999 и 2000 годах». J. Geophys. Res . 106 (A11): 26121–26135. Bibcode : 2001JGR ... 10626121K . DOI : 10.1029 / 2000JA002510 .
  81. ^ Sohl, F .; и другие. (2002). «Последствия наблюдений Галилея на внутреннюю структуру и химию спутников Галилея». Икар . 157 (1): 104–119. Bibcode : 2002Icar..157..104S . DOI : 10.1006 / icar.2002.6828 .
  82. ^ Кусков, О.Л .; Кронрод, В.А. (2001). «Размеры ядер и внутреннее строение спутников Земли и Юпитера». Икар . 151 (2): 204–227. Bibcode : 2001Icar..151..204K . DOI : 10.1006 / icar.2001.6611 .
  83. ^ а б в г Мур, ВБ; и другие. (2007). «Интерьер Ио». В RMC Lopes; Дж. Р. Спенсер (ред.). Ио после Галилея . Springer-Praxis. С. 89–108. ISBN 978-3-540-34681-4.
  84. ^ "Галилео НАСА показывает" океан "магмы под поверхностью Луны Юпитера" . Science Daily. 12 мая 2011 г.
  85. ↑ Перри, Дж. (21 января 2010 г.). "Наука: индуцированное магнитное поле Ио и густой океан магмы" . The Gish Bar Times .
  86. ^ Jaeger, WL; и другие. (2003). «Орогенный тектонизм на Ио» . J. Geophys. Res . 108 (E8): 12–1. Bibcode : 2003JGRE..108.5093J . DOI : 10.1029 / 2002JE001946 .
  87. ^ Йодер, CF; и другие. (1979). «Как приливное нагревание на Ио приводит в движение галилеевы орбитальные резонансные замки». Природа . 279 (5716): 767–770. Bibcode : 1979Natur.279..767Y . DOI : 10.1038 / 279767a0 . S2CID 4322070 . 
  88. ^ Межпланетный отлив - Управление научной миссии НАСА
  89. ^ a b Lainey, V .; и другие. (2009). «Сильная приливная диссипация на Ио и Юпитере по данным астрометрических наблюдений». Природа . 459 (7249): 957–959. Bibcode : 2009Natur.459..957L . DOI : 10,1038 / природа08108 . PMID 19536258 . S2CID 205217186 .  
  90. Перейти ↑ Moore, WB (август 2003 г.). «Приливное отопление и конвекция на Ио» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 108 (E8): 5096. Bibcode : 2003JGRE..108.5096M . DOI : 10.1029 / 2002JE001943 . S2CID 53443229 .  
  91. ^ Steigerwald, Уильям (10 сентября 2015). «Подземный океан магмы может объяснить« неуместные »вулканы Ио» . НАСА . Проверено 19 сентября 2015 года .
  92. ^ Тайлер, Роберт Х .; Хеннинг, Уэйд Дж .; Гамильтон, Кристофер В. (июнь 2015 г.). "Приливное нагревание в магматическом океане в пределах Луны Юпитера Ио" . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 218 (2). 22. Bibcode : 2015ApJS..218 ... 22T . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 218/2/22 .
  93. ↑ Левин, Сара (14 сентября 2015 г.). «Магматические океаны на луне Юпитера Ио могут разгадать тайну вулкана» . Space.com . Проверено 19 сентября 2015 года .
  94. ^ "Кассини находит Глобальный океан на Луне Сатурна Энцеладе" . НАСА / Лаборатория реактивного движения. 15 сентября 2015 . Проверено 19 сентября 2015 года .
  95. ↑ Бритт, Роберт Рой (16 марта 2000 г.). «Пицца Пирог в небе: Понимание буйства красок Ио» . Space.com . Архивировано из оригинального 18 августа 2000 года.
  96. ^ Колдер, Найджел (2005). Волшебная вселенная: большой тур по современной науке . Издательство Оксфордского университета. п. 215 . ISBN 978-0-19-280669-7.
  97. ^ a b Карлсон, RW; и другие. (2007). "Состав поверхности Ио". В Лопесе, RMC; Спенсер, младший (ред.). Ио после Галилея . Springer-Praxis. С. 194–229. ISBN 978-3-540-34681-4.
  98. ^ Спенсер, Дж .; и другие. (2000). "Открытие газообразной S
    2    in Io's Pele Plume ". Science . 288 (5469): 1208–1210. Bibcode : 2000Sci ... 288.1208S . doi : 10.1126 / science.288.5469.1208 . PMID  10817990 .
  99. ^ Douté, S .; и другие. (2004). «Геология и активность вулканов на Ио из анализа NIMS». Икар . 169 (1): 175–196. Bibcode : 2004Icar..169..175D . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.02.001 .
  100. ^ Семена, Майкл А .; Бакман, Дана Э. (2012). Солнечная система (8-е изд.). Cengage Learning. п. 514. ISBN 9781133713685.
  101. ^ Hadhazy, Адам (6 марта 2014). "Инопланетные луны могли высохнуть от горячего свечения молодых газовых гигантов" . Журнал астробиологии . Проверено 28 октября 2014 года .
  102. ^ a b c d Radebaugh, D .; и другие. (2001). «Патеры на Ио: новый тип вулканической кальдеры?» (PDF) . J. Geophys. Res . 106 (E12): 33005–33020. Bibcode : 2001JGR ... 10633005R . DOI : 10.1029 / 2000JE001406 .
  103. ^ Keszthelyi, L .; и другие. (2004). "Пост-галилейский взгляд на интерьер Ио" . Икар . 169 (1): 271–286. Bibcode : 2004Icar..169..271K . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.01.005 .
  104. ^ Уильямс, Дэвид; Радебо, Яни; Keszthelyi, Laszlo P .; McEwen, Alfred S .; Лопес, Розали MC; Дуте, Сильвен; Грили, Рональд (2002). «Геологическое картирование области Чаак-Камаштли на Ио по данным изображений Галилео» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 107 (E9): 5068. Bibcode : 2002JGRE..107.5068W . DOI : 10.1029 / 2001JE001821 . S2CID 41607277 .  
  105. ^ Мур, Патрик, изд. (2002). Энциклопедия астрономии . Нью-Йорк: Издательство Оксфордского университета. п. 232 . ISBN 0-19-521833-7.
  106. ^ Перри, Дж. Э .; и другие. (2003). Гиш Бар Патера, Ио: Геология и вулканическая активность, 1997–2001 (PDF) . LPSC XXXIV . Очистить Лейк-Сити (Большой Хьюстон) . Реферат 1720.
  107. ^ Radebaugh, J .; и другие. (2004). «Наблюдения и температуры Пеле Патеры Ио по изображениям космических аппаратов Кассини и Галилео». Икар . 169 (1): 65–79. Bibcode : 2004Icar..169 ... 65R . DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.10.019 .
  108. ^ Хауэлл, RR; Лопес, RMC (2007). «Природа вулканической активности в Локи: выводы из данных Galileo NIMS и PPR». Икар . 186 (2): 448–461. Bibcode : 2007Icar..186..448H . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.09.022 .
  109. ^ "Миссия Юнона захватывает изображения вулканических перьев на спутнике Юпитера Ио" . Юго-Западный научно-исследовательский институт . 31 декабря 2018 . Проверено 2 января 2019 .
  110. ^ Keszthelyi, L .; и другие. (2001). "Изображение вулканической активности на спутнике Юпитера Ио Галилеем во время миссии Галилео Европа и миссии Галилео Миллениум" . J. Geophys. Res . 106 (E12): 33025–33052. Bibcode : 2001JGR ... 10633025K . DOI : 10.1029 / 2000JE001383 .
  111. ^ a b Battaglia, Стивен М. (март 2019 г.). Модель, подобная Jökulhlaup, для вторичных потоков серы на Ио . 50-я конференция по лунной и планетарной науке. 18–22 марта 2019 г. Вудлендс, Техас. Bibcode : 2019LPI .... 50.1189B . Вклад LPI № 1189.
  112. ^ a b Keszthelyi, L .; и другие. (2007). «Новые оценки температур извержения Ио: последствия для внутренней части» . Икар . 192 (2): 491–502. Bibcode : 2007Icar..192..491K . DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.07.008 .
  113. ^ Roesler, FL; Моос, HW; Оливерсен, RJ; Вудворд младший, RC; Retherford, KD; и другие. (Январь 1999 г.). "Спектроскопия атмосферы Ио в дальнем ультрафиолетовом диапазоне с помощью HST / STIS". Наука . 283 (5400): 353–357. Bibcode : 1999Sci ... 283..353R . DOI : 10.1126 / science.283.5400.353 . PMID 9888844 . 
  114. ^ a b c Гейслер, ЧП; McEwen, AS; Ip, W .; Белтон, MJS; Джонсон, ТВ; и другие. (Август 1999 г.). "Изображение атмосферных выбросов Ио" Галилео " (PDF) . Наука . 285 (5429): 870–874. Bibcode : 1999Sci ... 285..870G . DOI : 10.1126 / science.285.5429.870 . PMID 10436151 . S2CID 33402233 .   
  115. ^ McEwen, AS; Содерблом, Лос-Анджелес (август 1983 г.). «Два класса вулканических шлейфов на Ио». Икар . 55 (2): 197–226. Bibcode : 1983Icar ... 55..191M . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (83) 90075-1 .
  116. ^ a b Battaglia, Стивен М .; Стюарт, Майкл А .; Киффер, Сьюзан В. (июнь 2014 г.). «Теотермический (сера) цикл Ио - литосферный цикл, выведенный из моделирования растворимости серы в магматическом источнике Пеле». Икар . 235 : 123–129. Bibcode : 2014Icar..235..123B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.03.019 .
  117. ↑ Battaglia, Стивен М. (март 2015 г.). Ио: роль нуклеации сульфидных капель в вулканизме типа Пеле . 46-я Конференция по изучению Луны и планет. 16–20 марта 2015 г. Вудлендс, Техас. Bibcode : 2015LPI .... 46.1044B . Вклад ЛПИ № 1832.
  118. ↑ Battaglia, Стивен М. (март 2018 г.). Есть ли у Ио однобокая астеносфера? Выводы из системы водоснабжения магмы Катла, Исландия . 49-я Конференция по изучению Луны и планет. 19–23 марта 2018 г. Вудлендс, Техас. Bibcode : 2018LPI .... 49.1047B . Вклад ЛПИ № 1047.
  119. ^ Клоу, GD; Карр, MH (1980). «Устойчивость серных откосов на Ио». Икар . 44 (2): 268–279. Bibcode : 1980Icar ... 44..268C . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (80) 90022-6 .
  120. ^ a b Шенк, PM; Балмер, MH (1998). «Происхождение гор на Ио в результате надвигов и крупномасштабных перемещений масс» (PDF) . Наука . 279 (5356): 1514–1517. Bibcode : 1998Sci ... 279.1514S . DOI : 10.1126 / science.279.5356.1514 . PMID 9488645 . S2CID 8518290 .   
  121. ^ Маккиннон, ВБ; и другие. (2001). «Хаос на Ио: модель образования горных блоков за счет нагрева, плавления и наклона земной коры» (PDF) . Геология . 29 (2): 103–106. Bibcode : 2001Geo .... 29..103M . DOI : 10.1130 / 0091-7613 (2001) 029 <0103: COIAMF> 2.0.CO; 2 . S2CID 140149197 .  
  122. ^ Tackley, PJ (2001). «Конвекция в астеносфере Ио: перераспределение неравномерного приливного нагрева средними потоками» . J. Geophys. Res . 106 (E12): 32971–32981. Bibcode : 2001JGR ... 10632971T . DOI : 10.1029 / 2000JE001411 .
  123. ^ a b Шенк, PM; Уилсон, Р.Р .; Дэвис, AG (2004). «Топография Щитового вулкана и реология лавовых потоков на Ио». Икар . 169 (1): 98–110. Bibcode : 2004Icar..169 ... 98S . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.01.015 .
  124. ^ Мур, JM; и другие. (2001). «Деградация рельефа и склоновые процессы на Ио: взгляд Галилео» (PDF) . J. Geophys. Res . 106 (E12): 33223–33240. Bibcode : 2001JGR ... 10633223M . DOI : 10.1029 / 2000JE001375 .
  125. ^ a b c d e f g Lellouch, E .; и другие. (2007). «Атмосфера Ио». В Лопесе, RMC; и Спенсер, младший (ред.). Ио после Галилея . Springer-Praxis. С. 231–264. ISBN 978-3-540-34681-4.
  126. ^ a b c d e Уокер, AC; и другие. (2010). «Комплексное численное моделирование атмосферы Ио, вызванной сублимацией». Икар . дюйм. пресс (1): 409–432. Bibcode : 2010Icar..207..409W . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.01.012 .
  127. ^ Спенсер, AC; и другие. (2005). "Обнаружение в среднем инфракрасном диапазоне больших продольных асимметрий в SO Ио2атмосфера » (PDF) . Icarus . 176 (2): 283–304. Bibcode : 2005Icar..176..283S . doi : 10.1016 / j.icarus.2005.01.019 .
  128. ^ Гейсслер, ЧП; Гольдштейн, ДБ (2007). «Плюмы и их отложения». В Лопесе, RMC; Спенсер, младший (ред.). Ио после Галилея . Springer-Praxis. С. 163–192. ISBN 978-3-540-34681-4.
  129. ^ a b c Moullet, A .; и другие. (2010). «Одновременное отображение SO2, SO, NaCl в атмосфере Ио с помощью субмиллиметрового массива». Икар . дюйм. пресс (1): 353–365. Bibcode : 2010Icar..208..353M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.02.009 .
  130. ^ Feaga, LM; и другие. (2009). "Дневная сторона Ио SO
    2    атмосфера ». Icarus . 201 (2): 570–584. Bibcode : 2009Icar..201..570F . doi : 10.1016 / j.icarus.2009.01.029 .
  131. ↑ Спенсер, Джон (8 июня 2009 г.). «Алоха, Ио» . Блог Планетарного общества . Планетарное общество.
  132. ^ Цанг, CCC; Спенсер, младший; Lellouch, E .; Лопес-Вальверде, Массачусетс; Рихтер, MJ (2 августа 2016 г.). «Коллапс первичной атмосферы Ио при затмении Юпитера». Журнал геофизических исследований: планеты . 121 (8): 1400–1410. Bibcode : 2016JGRE..121.1400T . DOI : 10.1002 / 2016JE005025 . hdl : 10261/143708 .
  133. ^ Мур, Швейцария; и другие. (2009). «1-D DSMC-моделирование атмосферного коллапса и преобразования Ио во время и после затмения». Икар . 201 (2): 585–597. Bibcode : 2009Icar..201..585M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.01.006 .
  134. ^ Fanale, FP; и другие. (Июнь 1981 г.). "Ио: Могла бы ТАК
    2    конденсация / сублимация вызывают иногда сообщаемое прояснение после затмения? ". Geophysical Research Letters . 8 (6): 625–628. Bibcode : 1981GeoRL ... 8..625F . doi : 10.1029 / GL008i006p00625 .
  135. ^ Нельсон, Роберт М .; и другие. (Февраль 1993 г.). «Яркость спутника Юпитера Ио после выхода из затмения: избранные наблюдения, 1981–1989». Икар . 101 (2): 223–233. Bibcode : 1993Icar..101..223N . DOI : 10.1006 / icar.1993.1020 .
  136. ^ Veverka, J .; и другие. (Июль 1981 г.). "Вояджер ищет прояснения после затмения на Ио". Икар . 47 (1): 60–74. Bibcode : 1981Icar ... 47 ... 60V . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (81) 90091-9 .
  137. ^ Secosky, Джеймс Дж .; Поттер, Майкл (сентябрь 1994). "Исследование космического телескопа Хаббла послеродового яркости и изменений альбедо на Ио". Икар . 111 (1): 73–78. Bibcode : 1994Icar..111 ... 73S . DOI : 10.1006 / icar.1994.1134 .
  138. ^ Беллуччи, Джанкарло; и другие. (Ноябрь 2004 г.). "Наблюдение Cassini / VIMS события яркости после затмения на Ио". Икар . 172 (1): 141–148. Bibcode : 2004Icar..172..141B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.05.012 .
  139. Рианна Кроу, Роберт (2 августа 2016 г.). «Космические ученые SwRI наблюдают атмосферный коллапс Ио во время затмения» . Юго-Западный научно-исследовательский институт . Проверено 4 октября 2018 года .
  140. ^ Цанг, Константин CC; и другие. (Август 2016 г.). «Коллапс первичной атмосферы Ио при затмении Юпитера» (PDF) . Журнал геофизических исследований: планеты . 121 (8): 1400–1410. Bibcode : 2016JGRE..121.1400T . DOI : 10.1002 / 2016JE005025 . hdl : 10261/143708 .
  141. ^ Retherford, KD; и другие. (2000). «Экваториальные пятна Ио: морфология нейтрального УФ-излучения» . J. Geophys. Res . 105 (A12): 27, 157–27, 165. Bibcode : 2000JGR ... 10527157R . DOI : 10.1029 / 2000JA002500 .

Внешние ссылки [ править ]

СМИ, связанные с Ио на Викискладе?

Общая информация [ править ]

  • Профиль Ио на сайте NASA по исследованию Солнечной системы
  • Io веб - страница Билла Арнетт в с веб - сайте Девять Планет
  • Обзор Ио из книги Мичиганского университета " Окна во Вселенную"
  • Страница Кельвина Гамильтона Io от Мнения сайта Solar System

Фильмы [ править ]

  • 3D-изображения Пола Шенка и видео с пролета Ио и других спутников Солнечной системы.
  • Видео- симуляция вращения Ио в высоком разрешении от Шона Дорана

Изображения [ редактировать ]

  • Каталог изображений НАСА Ио
  • Галилейские изображения Ио
  • Новые горизонты изображений Ио
    • New Horizons LORRI Raw Images, включает множество изображений Io
  • Ио через различные имидж-сканеры New Horizons

Карты [ править ]

  • Io глобальные основные карты на USGS астрогеологии научного центра на базе Galileo и Voyager изображений
  • Номенклатура IO и карта с названиями функций со страницы планетарной номенклатуры Геологической службы США
  • Интерактивная карта Ио от Google Maps

Дополнительные ссылки [ править ]

  • Ио динамо с образовательного сайта Исследование магнитосферы Земли
  • Загадка, связанная с минимальной температурой поверхности Ио
  • База данных Ио Маунтин
  • Наблюдения Кассини за видимым сиянием Ио в Астрогеологическом научном центре Геологической службы США
  • The Gish Bar Times , блог Джейсона Перри, связанный с Ио