Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна Іо Іо Іо знімок NASA 1999 р кольори штучно підсилені Дані про відкр

Атмосфера Іо

Атмосфера Іо
У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Іо.
Іо

image
Іо, знімок NASA 1999 р., кольори штучно підсилені.

Дані про відкриття
Дата відкриття 7 січня 1610 року
Відкривач(і) Галілео Галілей
Планета Юпітер
Номер I
Орбітальні характеристики
Велика піввісь 421 700 км
Перицентр 420 000 км
Апоцентр 423 400 км
Орбітальний період 1,769137786 діб
Ексцентриситет орбіти 0,0041
Нахил орбіти 0,05° до площини екватора планети
Фізичні характеристики
Видима зоряна величина 5,02 (протистояння)
Середній радіус 1821,3 км
Площа поверхні 41 910 000 км²
Об'єм 2,53× 1010 км³
Маса 8,9319× 1022 кг
Густина 3,528 г/см³
Прискорення вільного падіння 1,796 м/с²
Друга космічна швидкість 2,558 км/с
Атмосфера відсутня
Інші позначення

image Іо у Вікісховищі

Іо (грец. Ιώ) — супутник Юпітера, найближчий до планети з чотирьох галілеєвих супутників. Його діаметр становить 3642 кілометри, тому Іо є четвертим за величиною супутником у Сонячній системі. Названий на честь міфологічної Іо, яка була жрицею Гери та коханкою Зевса. Має особливо бурхливу вулканічну активність. Його відкрив Галілео Галілей у 1610 році за допомогою найпершого в історії телескопа. Перші фото Іо були зроблені зондом «Піонер-11», який пролетів повз Юпітер в грудні 1974 року.

image
Будова Іо

За даними непрямих досліджень, поверхня супутника представлена породами, що на 55(60)% складені сіркою (в Сонячній системі це, імовірно, найбагатші поклади сірки, які доступні з поверхні планети), на 30 % — зневодненим астраханітом, на 15 % — сульфатом заліза, гематитом (модель Ф.Фанале і Д.Неша). Надра планети містять . На Іо зафіксовано до 8-10 активних вулканів, на поверхні — , ескарпи.

У Сонячній системі є також астероїд Іо.

Номенклатура

Див. також: ,  та
image
«Юпітер та Іо». Картина Паріса Бордоне (1550-і роки)

Хоча Симона Маріуса не було визнано першовідкривачем галілеєвих супутників, для них прийняли назви, які дав саме він. 1614 року вийшла публікація Маріуса Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici, у якій він запропонував назви для найближчих супутників Юпітера, включаючи «Меркурій Юпітеріанський» або першу з «Юпітеріанських планет». Він підтримав пропозицію Йоганна Кеплера, яку той зробив у жовтні 1613 року, — називати супутники цієї планети на честь коханок героя давньогрецької міфології Зевса або його римського еквівалента Юпітера. Найближчого з внутрішніх великих місяців — Іо — він назвав на честь Іо з грецької міфології. Потім назви, які запропонував Маріус, були забуті й вийшли з ужитку аж до середини 20-го століття. У більш ранній літературі Іо називається за планетною приналежністю з додаванням римської цифри, наприклад, «Юпітер I», або просто «перший супутник Юпітера».

Деталі рельєфу Іо названі на честь персонажів і місцевостей з міфу про Іо, а також на честь божеств вогню, вулканів, Сонця і грози з різних міфів, і на честь персонажів та місць із дантівського пекла, що підходять для поверхні вулканічної природи. Відтоді як «Вояджер-1» досить докладно вивчив поверхню Іо, Міжнародний астрономічний союз затвердив назви 225 вулканів, гір, плато і областей з високим альбедо. Найменовані деталі рельєфу належать до таких типів: пате́ра (лат. patera) — вулканічний кратер неправильної форми, [ru] (fluctus) — лавовий потік, долина (vallis) — лавовий канал, еруптивний центр — місцевість, де помітні перші ознаки виверження, гора (mons), столова гора (mensa), купол (tholus), плато (planum), область (regio). Прикладами названих структур є столова гора Пана, [ru] і область Колхіда.

Спостереження

image
Галілео Галілей, першовідкривач Іо

Перше спостереження Іо провів Галілео Галілей 7 січня 1610 року. Він зміг побачити супутник за допомогою рефрактора з 20-кратним збільшенням, якого сконструював у Падуанському університеті. Однак під час першого спостереження, через малу потужність телескопа, Галілей не зміг відокремити Іо від іншого супутника Юпітера — Європи — і позначив їх як один об'єкт. Але вже наступного дня — 8 січня 1610 року — він побачив їх окремо (цю дату і визнає Міжнародний астрономічний союз днем відкриття Іо). Відкриття Іо та інших галілеєвих супутників Галілео опублікував у роботі Sidereus Nuncius у березні 1610 року. Симон Маріус у своїй праці Mundus Jovialis, яку він опублікував 1614 року, стверджував, що спостерігав Іо та інші супутники Юпітера ще в 1609 році, за один тиждень до того, як їх відкрив Галілей. Той висловив сумніви в автентичності цих тверджень і відхилив заяву Маріуса як плагіат. Але перше зареєстроване спостереження Маріуса датоване 29 грудня 1609 року за юліанським календарем, що відповідає 8 січня 1610 року за григоріанським календарем, яким користувався Галілей. Оскільки Галілео першим опублікував роботу, то йому й приписують відкриття.

Упродовж двох наступних століть на Іо не могли розрізнити жодних деталей: її бачили за допомогою астрономічних телескопів лише як цятку світла 5 величини. У XVII столітті Іо та інші Галілеєві супутники слугували для різних цілей: за їх допомогою моряки визначали довготу, фізики перевіряли (третій закон Кеплера про рух планет), а також визначали час, який потребен світлу, щоб подолати відстань між Юпітером і Землею. На основі ефемерид, вимірювання яких провели такі астрономи як Джованні Кассіні та інші, П'єр-Симон Лаплас створив математичну теорію, яка пояснює орбітальні резонанси Іо, Європи і Ганімеда. Ці резонанси, як виявилося пізніше, справили величезний вплив на геологію цих трьох супутників.

Наприкінці XIX — на початку XX століть покращилася технологія створення телескопів і з'явилися телескопи з кращою роздільною здатністю. Це дозволило астрономам побачити великомасштабні деталі на поверхні Іо. У 1890-х роках Едвард Барнард став першим астрономом, який побачив відмінності у яскравості між екваторіальною і полярною областями Іо й правильно припустив, що вони виникають через відмінності кольору і альбедо цих областей, а не через те, що Іо має яйцеподібну форму (як це запропонував астроном Вільям Пікерінг) або через те, що екваторіальна і полярна області є двома окремими об'єктами (як це спочатку запропонував Барнард). Пізніші телескопічні спостереження за поверхнею Іо підтвердили відмінність між червонувато-коричневими полярними регіонами і жовто-білою екваторіальною стрічкою.

Телескопічні спостереження Іо в середині XX століття почали наводити на думку про його надзвичайну незвичну природу. Спектрографічні спостереження показали, що, ймовірно, поверхня Іо позбавлена водяного льоду (на інших галілеєвих супутниках його знайдено в достатку). Ті самі спостереження вказують на те, що на поверхні супутника переважають випари, які складаються з сірки і солей натрію. Радіотелескопічні спостереження Іо показали її вплив на магнітосферу Юпітера, про що свідчать сплески на декаметрових хвилях, що відбуваються з періодом, який дорівнює орбітальному періоду супутника.

14 травня 1971 року о 2:00 UTC відбулась важлива для науки подія, коли Іо покрила зорю Бета Скорпіона, а це надзвичайно рідкісна для такої яскравої зорі подія. Це дозволило в 1972 році отримати дуже хорошу оцінку середнього радіусу Іо: 1818±5 км.

«Піонер»

Першими космічними апаратами, які наблизилися до Іо, були апарати-близнюки «Піонер-10» і «Піонер-11», що пролітали біля неї 3 грудня 1973 року і 2 грудня 1974 року відповідно. Радіостеження за ними дозволило уточнити масу Іо. Ці дані, разом з даними про його розмір, показали, що Іо має найбільшу серед галілеєвих супутників щільність і складається з силікатних порід, а не водяної криги. За допомогою «Піонерів» вдалося також помітити тонкий шар атмосфери Іо та інтенсивний радіаційний пояс біля її орбіти. Камера на борту «Піонера-11» дала єдине добре зображення північної полярної області Іо. Детальні знімки мав зробити і «Піонер-10», але ці спостереження не вдалися через неправильну роботу апаратури за високої радіації.

«Вояджер»

image
Мозаїка поверхні Іо, складена зі знімків, що їх зробив космічний апарат «Вояджер-1»

Польоти зондів-близнят «Вояджер-1» і «Вояджер-2» повз Іо в 1979 році, завдяки їхній більш досконалій системі зйомки, дали набагато детальніші зображення супутника. «Вояджер-1» пролітав повз супутника 5 березня 1979 на відстані 20 600 кілометрів. Зображення, добуті під час цього прольоту, показали дивний різнокольоровий краєвид, позбавлений метеоритних кратерів. На знімках з високою роздільною здатністю видно відносно молоду поверхню, поцятковану ямами дивної форми, горами вищими за Джомолунгму і речовиною, що нагадує потоки лави.

Невдовзі після прольоту «Вояджера-2» інженер навігації «Вояджера» Лінда Морабіто помітила шлейф, що виходить від поверхні, на одному із зображень. Аналіз знімків з «Вояджера-1» показав наявність дев'яти таких шлейфів, що свідчить про значну вулканічну активність на Іо. Її передбачили у своїй роботі [en], Патрік Кассен і Р. Т. Рейнольдс незадовго до отримання знімків з «Вояджера-1». Вони обчислили, що надра Іо повинні періодично істотно нагріватися через орбітальний резонанс Іо з Ганімедом і Європою. Дані, отримані від «Вояджера-1», показали, що на поверхні Іо переважає сірка і заморожений діоксид сірки. Вони переважають і в тонкому шарі атмосфери Іо і в торі плазми, зосередженої на його орбіті (це випливає також зі спостережень «Вояджера»).

«Вояджер-2» пройшов поблизу Іо на відстані 1 130 000 кілометрів 9 липня 1979 року. І хоча цей космічний апарат не підлітав до супутника настільки близько, як «Вояджер-1», при порівнянні їх знімків вдалося виявити кілька змін на поверхні, що відбулися за чотири місяці між прольотами. Крім того, спостереження за Іо як за півмісяцем під час віддалення «Вояджера-2» від системи Юпітера показали, що сім з дев'яти шлейфів, що спостерігалися в березні, проявляли активність і в липні 1979 року і лише вулкан [ru] виглядав пасивно.

«Галілео»

image
Знімок «Галілео», на якому видно велику темну пляму, окреслену червоним кільцем, яке утворилось внаслідок сильного виверження патери Піллана 1997 року

Космічний апарат «Галілео» досяг Юпітера в 1995 році (через шість років після старту з Землі). Його метою було продовження і уточнення досліджень двох «Вояджерів» і наземних спостережень минулих років. Перебування Іо в межах одного з найбільш інтенсивних радіаційних поясів Юпітера виключило можливість тривалих близьких досліджень, але «Галілео» досить близько пролетів поруч з Іо перш ніж вийти на орбіту, потрібну для виконання свого основного завдання — дворічного докладного вивчення системи Юпітера. І хоча під час цього прольоту, що відбувся 7 грудня 1995, не було зроблено жодного знімка, він приніс значні результати: відкриття у Іо залізного ядра, подібного до ядра кам'янистих планет Сонячної системи.

Попри нестачу знімків зблизька і механічні несправності, які дуже обмежили обсяг отриманих даних, «Галілео» в ході основної місії зробив кілька суттєвих відкриттів. Він був свідком великого виверження патери Піллана й зміг підтвердити, що викиди вулканів складаються з силікатної магми, багатої на магній і яка має осн́овний і ультраосн́овний склад. Віддалена зйомка Іо велася практично на кожному обороті «Галілео» під час його основної місії. Це дозволило побачити багато активних вулканів (завдяки тепловому випромінюванню магми в процесі охолодження і вулканічним шлейфам), численні гори з різноманітною морфологією і деякі зміни поверхні в проміжку між спостереженнями «Вояджер» і «Галілео», а також в проміжку між оборотами «Галілео». Із 35 обертів « Галілео» навколо Юпітера 7 були спроектовані з метою вивчення Іо (максимальне зближення, 102 км, відбулося 17 січня 2002 року).

Місію Галілео двічі продовжували — у 1997 і 2000 роках. Під час цих продовжених місій космічний апарат пролетів повз Іо тричі наприкінці 1999 — на початку 2000 року і тричі наприкінці 2001 — на початку 2002 року. Спостереження під час цих прольотів показали геологічні процеси, що відбуваються у вулканах і горах Іо, виключили присутність магнітного поля і продемонстрували масштаби вулканічної активності. У грудні 2000 року космічний корабель «Кассіні» пройшов неподалік від системи Юпітера на шляху до Сатурна і робив спостереження спільно з «Галілео». Тоді вдалося виявити новий шлейф на і краще зрозуміти сяйво Іо. Крім того, добув нові дані про плазмовий тор, який формує Іо, за допомогою свого чутливого ультрафіолетового спектрометра. Тор складається з іонізованих атомів і молекул сірки з домішкою інших речовин. Меридіональний перетин тора має форму еліпса зі співвимірними осями.

Наступні спостереження

image
Зміни поверхні Іо між вивченням її космічними апаратами «Галілео» і «Нові горизонти»

Після того, як 21 вересня 2003 року місія «Галілео» завершилась і апарат згорів у атмосфері Юпітера, спостереження за Іо велися лише за допомогою наземних і космічних телескопів. Зокрема, можна виділити знімки, зроблені за допомогою адаптивної оптики в обсерваторії Кека на Гаваях і знімки телескопа Хаббл, що дозволяють вченим стежити за активними на Іо вулканами навіть без допомоги космічних апаратів у системі Юпітера.

Космічний корабель «New Horizons» на шляху до Плутона і поясу Койпера пролітав повз систему Юпітера, в тому числі Іо, 28 лютого 2007 року. Під час прольоту зроблено безліч віддалених спостережень за Іо. Серед них знімки великого шлейфу на вулкані Тваштара, які, разом із спостереженнями за шлейфом вулкана Пеле в 1979 році, дали можливість вести перші детальні спостереження за вулканічним шлейфом найбільшого класу на Іо. Космічний апарат «New Horizons» також зумів зробити знімок вулкана поблизу патери Гірру на ранніх стадіях виверження і кілька вивержень вулканів, які відбулися від часу завершення місії «Галілео».

Нині для вивчення системи Юпітера заплановано дві місії. Апарат «Юнона», який 5 серпня 2011 року запустило НАСА, має обмежені можливості зйомки, але може забезпечити моніторинг вулканічної діяльності Іо своїм ближнім інфрачервоним спектрометром JIRAM. Запланована дата виходу «Юнони» на потрібну орбіту — серпень 2016 року. Спільна (NASA/ESA/Роскосмос) космічна програма «Europa Jupiter System Mission», схвалена в лютому 2009 року, намічена на 2020 рік. Кількість апаратів, які будуть запущені, варіює від двох до чотирьох: (NASA), (ESA), (JAXA) і (Роскосмос). Дослідження Іо входить у плани лише у «Jupiter Europa Orbiter», який зробить чотири прольоти біля Іо у 2025 і 2026 роках до входу на орбіту навколо Європи. Внесок ESA в цю місію все ще зіштовхується з конкуренцією за фінансування з боку інших його космічних проектів. На додаток до цих місій, які вже схвалило НАСА, запропоновано ще кілька більш спеціалізованих місій. Одна місія, яка має назву «Спостерігач вулканів Іо» («Io Volcano Observer»), повинна була б розпочатися у 2015 році як місія класу Discovery і включала б кілька прольотів повз Іо, однак нині вона залишається на стадії розробки.

Орбіта й обертання

image
Анімація, що демонструє Лапласів резонанс Іо з Європою і Ганімедом

Орбіта Іо розташована на відстані 421 700 км від центру Юпітера і за 350 000 км від верхнього шару його хмар. Іо — п'ятий за віддаленістю від Юпітера його супутник і найближчий з галілеєвих супутників. Його орбіта пролягає між Тебою і Європою. Йому потрібно 42,5 години, щоб зробити повний оберт навколо Юпітера (досить швидко, щоб його рух був помітний за одну ніч спостережень). Іо перебуває в орбітальному резонансі 2:1 з Європою і 4:1 з Ганімедом, тобто встигає обернутися навколо Юпітера двічі за час одного оберту Європи і 4 рази — за час одного оберту Ганімеда. Такий резонанс підтримує ексцентриситет орбіти Іо (0,0041), який, у свою чергу, є основною причиною небувалої геоактивності супутника (див. розділ «припливний розігрів» для детальнішого пояснення). Без такого резонансу орбіта Іо закруглилась би через припливне прискорення, і, супутник не був настільки геологічно активний.

Як і інші Галілеєві супутники, а також земний Місяць, Іо — синхронний супутник: одна з його півкуль завжди звернена до Юпітера. На цьому ґрунтується система визначення довгот на Іо. Нульовий меридіан перетинає екватор у суб'юпітеріальній (найближчій до Юпітера) точці. Півкуля, що завжди обернена в бік Юпітера, називається суб'юпітеральною, тоді як протилежна їй півкуля — антиюпітеріальною. Півкуля, що спрямована в бік руху супутника по орбіті, називається ведучою, а протилежна — веденою.

Взаємодія з магнітосферою Юпітера

image
Схема магнітосфери Юпітера і впливу Іо (біля центру зображення): плазмовий тор (червоне), нейтральна хмара (жовте), потокова трубка (зелене) і лінії магнітного поля (блакитне)

Іо відіграє важливу роль у формуванні магнітного поля Юпітера. Магнітосфера Юпітера вбирає в себе гази і пил з тонкої атмосфери Іо зі швидкістю 1 тонна на секунду. Ця матерія переважно складається з йонізованих та атомарних сірки, кисню і хлору; атомарних натрію і калію; молекулярних діоксиду сірки і сірки; а також пилу хлориду натрію. Вони викидаються вулканами Іо, потрапляють в його атмосферу, а далі — в магнітосферу Юпітера і, іноді, в міжпланетний простір. Вся ця матерія, в залежності від її складу і ступеня іонізації, опиняється в різних нейтральних (неіонізованих) хмарах і радіаційних поясах юпітеріанської магнітосфери, а іноді й полишає межі системи Юпітера.

Іо оточений хмарою з нейтральних атомів сірки, кисню, натрію і калію, яка тягнеться приблизно на шість його радіусів від поверхні. Ці частинки приходять з верхніх шарів атмосфери супутника. Вони збуджуються через зіткнення з частинками плазмового тора (як обговорено нижче) та інших процесів у сфері Гілла Іо, тобто в області де його тяжіння переважає над юпітеріанським. Частина всієї цієї матерії залишає атмосферу і виходить на орбіту навколо Юпітера. Упродовж 20 годин ці частинки залишають сферу Хілла Іо і формують бананоподібну нейтральну хмару, яке може поширюватися на відстань до 6 юпітеріанських радіусів від Іо — або всередині орбіти Іо і перед супутником, або поза орбітою Іо і позаду супутника. Зіткнення, які збуджують частки, також іноді постачають електронами іони натрію в плазмовому торі, і утворені нейтральні атоми вилітають з тора. Однак ці частки все ще зберігають свою швидкість 70 км/с (тоді як орбітальна швидкість Іо — 17 км/с) і формують струмені речовини позаду Іо.

Орбіта Іо проходить у межах поясу сильної радіації, відомого як плазмовий тор Іо. Це пундикоподібне кільце складається з іонізованої сірки, кисню, натрію і хлору. Плазма в ньому утворюється з нейтральних атомів «хмари», що оточує Іо, які іонізуються і захоплюються магнітосферою Юпітера. На відміну від частинок нейтральної хмари, ці частинки обертаються навколо Юпітера разом з його магнітосферою зі швидкістю 74 км/с. Як і решта магнітосфери Юпітера, плазмовий тор нахилений до екватора Юпітера (і до орбітальної площини Іо). Це означає, що Іо перебуває то вище, то нижче ядра тора. Як зазначено вище, вищі швидкість і енергія цих іонів частково відповідальні за витік нейтральних атомів і молекул з атмосфери Іо і більш протяжної нейтрального хмари. Тор складається з трьох частин: зовнішнього «теплого» тора, який розташований одразу за орбітою Іо; вертикально-широкого регіону, відомого як «стрічка», який складається з нейтральної області-джерела, а також охолодженої плазми, розташованої в районі орбіти Іо; а також внутрішньої частини, «холодного» тора, що складається з частинок, які повільно по спіралі рухаються до Юпітера. Після приблизно 40-денного перебування в «теплому торі» частинки його залишають. Частково вони відповідальні за надзвичайно велику магнітосферу Юпітера. Частинки з Іо були виявлені датчиками КА «Нові Горизонти» за варіаціями магнітосферної плазми дуже далеко від супутника (в хвості магнітосфери). Щоб вивчати подібні зміни всередині плазмового тора, дослідники вимірюють його ультрафіолетове випромінювання. Хоча такі зміни остаточно не ув'язані зі змінами у вулканічній активності Іо (основного джерела матерії в плазмовому торі), такий зв'язок встановлено для нейтральної хмари натрію.

Наближаючись до Юпітера в 1992 році, КА «Улісс» зафіксував потік пилоподібних частинок, спрямований із системи Юпітера. Пил в цих потоках віддаляється від Юпітера на швидкостях у кілька сотень кілометрів на секунду, має розмір близько 10 μm і складається переважно з хлориду натрію. Дослідження пилу, які провів «Галілео», виявили, що пилові потоки походять з поверхні Іо, але точний механізм їх формування невідомий: вони можуть бути результатом вулканічної активності або зіткнень з поверхнею Іо.

Лінії магнітного поля Юпітера, які перетинають Іо, з'єднують атмосферу Іо і нейтральну хмару з верхніми шарами полярної атмосфери Юпітера електричним струмом, відомим як потокова трубка Іо. Цей струм спричиняє полярні сяйва в юпітеріанській атмосфері, які мають назву «слід Іо», а також сяйва у атмосфері Іо. Частинки, що йдуть по цій трубці, роблять полярні області Юпітера темними у видимому діапазоні світла. Місце перебування Іо та її «сліду» в атмосфері Юпітера відносно Землі та Юпітера сильно впливає на інтенсивність спостережуваного радіовипромінювання Юпітера: воно сильно збільшується коли Іо перебуває в зоні видимості. КА «Юнона», який стартував до Юпітера 5 серпня 2011 року і прибуде до нього в липні 2016, повинен пролити світло на взаємодію між Іо і магнітосферою Юпітера. Лінії юпітеріанського магнітного поля, що проходять крізь іоносферу Іо, генерують електричні струми, які створюють магнітне поле в надрах Іо. Вважають, що індуковане магнітне поле Іо генерується в частково розплавленій силікатній магмі за 50 кілометрів під поверхнею супутника. Подібні індуковані магнітні поля «Галілео» виявив на інших галілеєвих супутниках, де вони генеруються ймовірно підповерхневими водними океанами.

Внутрішня структура

image
Модель можливої внутрішньої будови Іо з ядром, що складається з заліза або сульфіду заліза (виділено сірим кольором), силікатною корою (виділено коричневим) і частково розплавленою силікатною мантією між ними (виділено помаранчевим)

Іо, що складається переважно з силікатних порід і заліза, ближче за складом до планет земної групи, ніж до інших супутників у зовнішній частині Сонячної системи (які складаються головним чином з водяного льоду і силікатів). Щільність Іо дорівнює 3,5275 г/см3, що більше, ніж у інших галілеєвих супутників (і навіть ніж у Місяця), і це ставить Іо на перше місце за щільністю серед супутників у Сонячній системі. Моделі, які складені за виміряними «Вояджерами» і «Галілео» масою, радіусом і коефіцієнтами гравітаційного квадруполя (числа, що описують розподіл маси в межах об'єкта), вказують на те, що Іо розшарована на ядро із заліза або сульфіду заліза і кору з мантією, які багаті на силікати. Металеве ядро становить приблизно 20 % маси Іо. Радіус ядра залежить від вмісту сірки: якщо воно складається з чистого заліза, його радіус перебуває в межах від 350 до 650 км, а якщо воно складається із сполук заліза і сірки — в межах від 550 до 900 км. Магнітометр «Галілео» не виявив у Іо власного магнітного поля, а це вказує на те, що в її залізному ядрі немає конвекції.

Моделювання внутрішнього складу Іо показує, що мантія складається принаймні на 75 % з багатого на магній мінералу форстериту, а її склад подібний до складу метеоритів L-хондритів і LL-хондритів. Відношення концентрацій заліза і кремнію там вище, ніж на Місяці або Землі, але нижче, ніж на Марсі. Підтримка теплового потоку, що спостерігається на Іо, вимагає, щоб 10-20 % мантії були в розплавленому вигляді, хоча в областях, де наявний високотемпературний вулканізм, частка розплавленої речовини може бути більшою. Однак повторний аналіз даних магнітометра «Галілео» у 2009 році показав наявність на Іо індукованого магнітного поля, для якого потрібен океан магми на глибині 50 км. Наступне дослідження, опубліковане 2011 року, надало прямі докази існування такого океану. Товщину цього шару оцінюють у 50 км, і він становить близько 10 % мантії Іо. Температура там досягає приблизно 1 200 °C. Невідомо, чи сумісне це 10-20-відсоткове плавлення з умовою значної кількості розплавлених силікатів у цьому ймовірному океані магми. Товщина літосфери Іо, що складається з базальту та сірки і утвореної інтенсивним вулканізмом, становить не менш як 12 кілометрів і, ймовірно, не більш ніж 40 кілометрів.

Припливний розігрів

Найбільш імовірним джерелом внутрішнього тепла Іо (на відміну від Землі й Місяця) вважають припливний розігрів надр супутника в результаті орбітальних резонансів Іо з Європою і Ганімедом, а не радіоактивний розпад. Такий розігрів залежить від відстані між Іо і Юпітером, ексцентриситету його орбіти, складу і фізичних характеристик його надр. Орбітальний резонанс з Європою і Ганімедом підтримує ексцентриситет Іо і запобігає округленню орбіти Іо, яке інакше відбувалося б через дисипацію припливної енергії. Орбітальний резонанс підтримує і поточний радіус орбіти Іо (інакше припливи на Юпітері змушували б Іо повільно віддалятися від нього). Зміна висоти припливного горба Іо між перицентром та апоцентром може досягати 100 метрів. Тертя при цих переміщеннях створює в надрах Іо припливний розігрів, а він підтримує в розплавленому стані істотну частину мантії і ядра супутника. Це уможливлює вулканічну активність. Припливний розігрів дає приблизно в 200 разів більше тепла, ніж радіоактивний розпад. Оцінки, зроблені на основі вимірів теплового потоку з «гарячих» областей Іо, показали, що потужність припливного розігріву може досягати 0,6 — 1,6×108 МВт, що на два порядки перевищує сумарну потужність, яку споживає людство (2×106 МВт). Моделі орбіти Іо показують, що потужність припливного розігріву надр Іо змінюється з часом, і поточний тепловий потік не репрезентативний для довгострокової перспективи.

Поверхня

image
Мапа поверхні Іо

За аналогією з давньою поверхнею Місяця, Марса і Меркурія вчені очікували побачити на перших зображеннях Іо, які зробив «Вояджер-1», численні метеоритні кратери (а їх концентрація дозволила б оцінити вік поверхні). Але вони були дуже здивовані, виявивши, що метеоритних кратерів там майже немає. Замість них видно гладкі рівнини, всіяні високими горами, потоками лави і ямами різних форм і розмірів. На відміну від більшості інших космічних об'єктів, поверхня Іо покрита безліччю різнокольорових речовин, здебільшого модифікаціями і сполуками сірки. Мала кількість метеоритних кратерів показує, що поверхня Іо, як і поверхня Землі, геологічно молода. Кратери на Іо швидко покриваються вулканічними викидами. Ці висновки були підтверджені щонайменше дев'ятьма діючими вулканами, що спостерігалися «Вояджером-1».

Окрім вулканів на Іо є невулканічні гори, в'язкі лавові потоки, що досягають довжини в сотні кілометрів, озера розплавленої сірки і кальдери, глибина яких сягає кількох кілометрів.

2012 року складено повну геологічну мапу Іо, для якої використані зображення з різною деталізацією, що за допомогою комп'ютера склеєні в єдину мозаїку з роздільною здатністю 1 км на піксель. Мапу складали 6 років. Очолив проект Девід Вільямс (David Williams) з університету Аризони. Дослідники також склали онлайнову базу даних по Іо, що включає не лише нову геологічну мапу, але й численні знімки з космічних апаратів і дані низки інших мимірювань.

Поверхневий склад

Обертання Іо. Велике червоне кільце оточує [ru]

Гарний зовнішній вигляд Іо — результат інтенсивної роботи вулканів, які викидають різні речовини. Серед них — силікати (наприклад, ортопіроксен), сірка і діоксид сірки. Іній з діоксиду сірки покриває майже всю поверхню Іо, барвлячи великі області в білий або сірий колір. На багатьох ділянках супутника видно й сірку завдяки її жовтому або жовто-зеленому кольору. У середніх і високих широтах радіація розбиває зазвичай стійкі восьмиатомні циклічні молекули сірки S8, і внаслідок цього полярні області Іо мають червоно-коричневий колір.

Вибуховий вулканізм, який часто дає шлейфи вулканічного попелу, що утворюють химерні форми, забарвлює поверхню силікатами і сполуками сірки. Опади цих шлейфів часто мають червоний або білий колір (залежно від вмісту сірки та її діоксиду). Зазвичай шлейфи, що утворені в жерлі вулкана внаслідок дегазації лави, містять більшу кількість S2 і дають червоні опади, що випадають віялом або, у виняткових випадках, великими (часто радіусом понад 450 кілометрів) кільцями. Яскравий приклад червоного кільця з опадів шлейфу можна побачити навколо . Цей червоний осад складається здебільшого з сірки (переважно 3- і 4-атомної молекулярної сірки), двоокису сірки та, ймовірно, Cl2SO2. Шлейфи, що утворені на межах потоків силікатної лави, дають білі або сірі опади (продукт взаємодії цієї лави з сіркою і двоокисом сірки, які лежать на поверхні).

Картування складу і висока щільність Іо вказують на те, що на Іо практично немає води, хоча там орієнтовно ідентифіковані невеликі кишені водяного льоду або гідратованих мінералів (насамперед на північно-західному боці гори Gish Bar Mons). Цей брак води, ймовірно, пов'язаний з тим, що за часів формування Сонячної системи Юпітер був досить гарячим, щоб такі летючі речовини, як вода, випарувалися з околиць Іо (хоча й не дуже гарячим, щоб так сталося і на більш віддалених супутниках).

Вулканізм Іо

image
Active lava flows in volcanic region (blank region represents saturated areas in the original data). Images taken by Galileo in November 1999 and February 2000.
image
П'ятикадрова послідовність зображень зонда «Нові обрії», що ілюструє виверження матерії вулкану Тваштар на 330 км над поверхнею Іо.
Rotating image of Io's surface; the large red ring is around the volcano .

Для Іо характерний розвинений вулканізм, найінтенсивніший у всій Сонячній системі.

Одночасно на поверхні планети зафіксовано виверження 10 вулканів. Конфігурація вулканічного поля швидко змінюється — за 4 місяці між польотами Вояджера-1 і Вояджера-2 встигли потухнути одні вулкани і з'явитися інші. Рельєф Іо теж швидко змінюється — повністю за декілька сотень років. Найбільші виверження вулканів виносять речовину зі швидкістю 1 км/с на висоту близько 300 км. Жерла багатьох вулканів мають гігантські розміри.

Подібно до земних вулканів вулкани Іо викидають сірку і діоксид сірки, лавові потоки — це розплавлені гірські породи зі значним вмістом сполук сірки.

У кінці 2017 р. вчені NASA виявили виверження вулкана стромболіанського типу на Іо.

Джерелом енергії для вулканічної діяльності, імовірно, є припливні сили, викликані сильним гравітаційним впливом з боку Юпітера, а також його супутників — Європи і Ганімеда. Гравітаційні впливи викликають коливання поверхні Іо на 100 м по вертикалі.

На початку 2023 року, вчені Планетологічного інституту США (англ. — Planetary Science Institute (PSI)), за допомогою наземного телескопу зафіксували один із найбільших епізодів вулканічної активності на супутнику Іо, який тривав близько півроку. В ході спостереження було зафіксовано понад 400 активних вулканів.

Гори

Див. також:
image
Гора заввишки 8,8 кілометра. Фото космічного апарату «Галілео»

На Іо налічується 100—150 гір. Середня їх висота — 6 кілометрів, а максимальна — 17,5±1,5 кілометра (у гори Південна Боосавла). Часто гори являють собою великі (із середньою довжиною 157 км) ізольовані геологічні структури. Глобальних тектонічних структур, таких як на Землі, не видно. Величезний розмір гір свідчить про те, що вони складаються здебільшого з силікатних порід, а не з сірки.

Попри значний вулканізм, що визначає зовнішність Іо, походження майже всіх її гір не вулканічне. Більшість з них утворюється в результаті напружень стискання в літосфері, які піднімають і часто нахиляють шматки кори Іо, насуваючи їх один на одного. Тиск, що веде до утворення гір, — результат безперервного осідання вулканічних матеріалів. Глобальний розподіл гір по поверхні Іо, судячи з усього, протилежний розподілу вулканічних структур — в областях з найменшою кількістю вулканів багато інших гір і навпаки. Це вказує на наявність в атмосфері Іо великих областей, в деяких з яких відбувається стиснення (що формує гори), а в іншому — розширення (сприятливе для утворення патер). Однак в окремих областях гори і пантери розташовані близько один від одного. Це можна пояснити тим, що магма часто досягає поверхні через розломи, утворені під час формування гір.

Гори Іо (як і взагалі геологічні структури, що підносяться над рівнинами) мають різні форми. Найпоширеніша серед них — плато. Вони нагадують великі столові гори з пласкою вершиною з нерівною поверхнею. Інші гори, мабуть, — нахилені блоки кори Іо з пологим схилом (утвореним з пласкої поверхні) і крутим обривом, де на поверхню виходять шари, які раніше залягали глибоко. У обох типів гір часто зустрічаються круті ескарпи уздовж одного або декількох країв. Лише деякі гори на Іо мають вулканічне походження. Вони нагадують маленькі щитові вулкани з крутими схилами (6 — 7°) поблизу їх невеликої кальдери і більш пологими схилами по краях. Вулканічні гори невеликі і досягають у середньому лише 1-2 кілометри заввишки і 40-60 кілометрів завширшки. Морфологія деяких інших структур (де з центральної патери виходять тонкі потоки, як у патер Ра) свідчить про те, що це теж щитові вулкани, але з дуже пологими схилами.

Судячи з усього, практично всі гори на Іо перебувають на деякій стадії руйнування. Біля їхніх підніж поширені великі зсуви. Напевне, осипання — основний фактор руйнування гір. Для столових гір і плато Іо звичайні зубчасті краї, які виходять через вивітрювання діоксиду сірки, що створює слабкі місця уздовж краю гір.

Атмосфера

image
Полярне сяйво у верхніх шарах атмосфери Іо. Різними кольорами світяться різні компоненти атмосфери. Зображення зроблене під час затемнення на Іо

Іо має дуже тонку атмосферу, що складається переважно з діоксиду сірки (SO2) з незначним вмістом моноксиду сірки (SO), хлориду натрію (NaCl) і атомарних сірки і кисню. Щільність і температура атмосфери істотно залежать від часу доби, широти, вулканічної активності і кількості поверхневого інею. Максимальний атмосферний тиск на Іо коливається від 0,33×10−4 до 3×10−4 Па або від 0,3 до 3 нбар. Воно спостерігається на протиюпітеріанській півкулі Іо й уздовж екватора, а іноді спостерігається на початку другої половини дня, коли температура поверхні досягає максимуму. Були помічені й піки тиску у вулканічних шлейфах, де він становив 5×10−4—40×10−4 Па (5—40 нбар). Найнижчий атмосферний тиск спостерігається на нічній стороні супутника, де він падає до величин 0,1×10−7—1×10−7 Па (0,0001—0,001 нбар). Температура атмосфери Іо коливається в межах від температури поверхні на малих висотах, де газоподібний діоксид сірки перебуває в рівновазі з інеєм, до 1800 К на великих висотах, де низька щільність уможливлює нагрів від заряджених частинок у плазмовому торі Іо і джоулевий нагрів від струмової трубки Іо. Низький тиск обмежує вплив атмосфери на поверхню, за винятком тимчасового перерозподілу діоксиду сірки між багатими і бідними на іней областями і розширення розмірів областей опадів вулканічних шлейфів, коли вулканічні викиди падають у щільнішу денну атмосферу. Тонка атмосфера Іо також показує, що будь-які зонди, які будуть сідати на Іо, не потребуватимуть аеродинамічної оболонки з тепловим екраном, але зате їх потрібно оснащувати ретро-ракетами, щоб уповільнити і зупинити апарат для м'якшої посадки. Мала товщина атмосфери вимагає й великої стійкості апарату до радіації.

Газ із атмосфери Іо зганяється в магнітосферу Юпітера, випаровуючись або в нейтральну хмару, що оточує Іо, або в плазмовий тор (кільце іонізованих частинок), який перебуває на орбіті Іо, але обертається спільно з магнітосферою Юпітера. За допомогою цього процесу кожної секунди з атмосфери Іо видаляється близько тонни газу і, отже, вона повинна поповнюватися з тією ж швидкістю. Основне джерело SO2 — вулканічні викиди. Вони закачують в атмосферу Іо в середньому 10 тонн діоксиду сірки на секунду, але більша частина цих викидів випадає назад на поверхню. Атмосферний оксид сірки перебуває в газоподібному вигляді здебільшого за рахунок нагріву інею сонячним світлом і його сублімації. Атмосфера на денній стороні переважно зосереджена в межах 40° від екватора, де поверхня найтепліша, а вулканічні викиди найактивніші. Існування атмосфери за рахунок сублімації узгоджується з тим, що щільність атмосфери максимальна на протиюпітеріанській півкулі Іо, де найбільше інею SO2, і з тим, що ця щільність збільшується при наближенні Іо до Сонця. Однак певний внесок в атмосферу роблять і вулканічні викиди, оскільки найвища її щільність спостерігається біля жерл вулканів. Оскільки тиск діоксиду сірки в атмосфері тісно пов'язаний з поверхневою температурою, атмосфера Іо деякою мірою зіщулюється вночі або коли супутник перебуває в тіні Юпітера. Деградацію атмосфери під час затемнення істотно ускладнює утворення над поверхнею дифузійного шару несконденсованого газу (моноксиду сірки), але все ж атмосферний тиск на нічній стороні Іо на два-чотири порядки менший, ніж у максимумі відразу після полудня. Другорядні складові атмосфери Іо (такі як NaCl, SO, O і S) беруться з вулканічних викидів або внаслідок фотолізу SO2 (розпаду, викликаного сонячним ультрафіолетовим випромінюванням), або в процесі руйнування поверхневих відкладень зарядженими частинками з магнітосфери Юпітера.

На зображеннях Іо, зроблених високочутливими камерами під час затемнення супутника, видно полярні сяйва. Як і на Землі, ці сяйва викликані радіацією, яка уражує атмосферу, але у випадку Іо заряджені частинки прибувають по лініях магнітного поля Юпітера, а не від сонячного вітру. Зазвичай полярні сяйва спостерігаються біля магнітних полюсів планет, але у Іо вони найяскравіші поблизу екватора. Іо не має власного магнітного поля, тому заряджені частинки, які рухаються вздовж магнітного поля Юпітера, безперешкодно впливають на атмосферу супутника. Найяскравіші полярні сяйва виникають поблизу екватора — там, де лінії магнітного поля паралельні до поверхні супутника і, отже, перетинають велику товщу газу. Полярні сяйва в цих областях коливаються в залежності від змін орієнтації нахиленого магнітного диполя Юпітера. Крім екваторіальних, наявні й інші полярні сяйва (теж видимі на зображенні вище): червоне свічення атомів кисню вздовж лімбу Іо і зелене свічення атомів натрію на його нічній стороні.

Примітки

  1. . Observatorio ARVAL. Архів оригіналу за 20 вересня 2011. Процитовано 28 вересня 2007.
  2. Marius, S. (1614). [The World of Jupiter discovered in the year 1609 by Means of a Belgian spy-glass]. Архів оригіналу за 4 березня 2016. Процитовано 13 березня 2016.
  3. Marius, S. (1614). Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 13 березня 2016. (де він приписує пропозицію [ 2020-05-12 у Wayback Machine.] Кеплеру)
  4. Blue, Jennifer (16 жовтня 2006). Categories for Naming Features on Planets and Satellites. USGS. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 14 червня 2007.
  5. Blue, Jennifer. Io Nomenclature Table of Contents. USGS. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 13 березня 2015.
  6. Blue, Jennifer (9 листопада 2009). Planet and Satellite Names and Discoverers. USGS. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 2 грудня 2018.
  7. Cruikshank, D. P.; and Nelson, R. M. (2007). A history of the exploration of Io. У Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (ред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. с. 5–33. ISBN .
  8. Van Helden, Albert (14). The Galileo Project / Science / Simon Marius. Rice University. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 7 січня 2010.
  9. Baalke, Ron. Discovery of the Galilean Satellites. Jet Propulsion Laboratory. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 7 січня 2010.
  10. O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (February 1997). Longitude and the Académie Royale. University of St. Andrews. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 14 червня 2007.
  11. Barnard, E. E. (1894). On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 54 (3): 134—136. Bibcode:1894MNRAS..54..134B.
  12. Dobbins, T.; and Sheehan, W. (2004). The Story of Jupiter's Egg Moons. Sky & Telescope. 107 (1): 114—120.
  13. Barnard, E. E. (1891). Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 51 (9): 543—556. Bibcode:1891MNRAS..51..543B.
  14. Minton, R. B. (1973). The Red Polar Caps of Io. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 10: 35—39. Bibcode:1973CoLPL..10...35M.
  15. Lee, T. (1972). Spectral Albedos of the Galilean Satellites. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 9 (3): 179—180. Bibcode:1972CoLPL...9..179L.
  16. Fanale, F. P.; et al. (1974). Io: A Surface Evaporite Deposit?. Science. 186 (4167): 922—925. Bibcode:1974Sci...186..922F. doi:10.1126/science.186.4167.922. PMID 17730914.
  17. Bigg, E. K. (1964). Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission. Nature. 203 (4949): 1008—1010. Bibcode:1964Natur.203.1008B. doi:10.1038/2031008a0.
  18. Силкин, 1982, с. 54.
  19. Bartholdi, P.; Owen, F. (1972). The Occultation of Beta Scorpii by Jupiter and Io. II. Io. Astronomical Journal. 77: 60—65. Bibcode:1972AJ.....77...60B.
  20. O'Leary, Brian; Van Flandern, Thomas C. (1972). Io's Triaxial Figure. Icarus. 17 (1): 209—215. Bibcode:1972Icar...17..209O. doi:10.1016/0019-1035(72)90057-7.
  21. Fimmel, R. O.; et al. (1977). First into the Outer Solar System. Pioneer Odyssey. NASA. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 5 червня 2007.
  22. Anderson, J. D.; et al. (1974). Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10. Science. 183 (4122): 322—323. Bibcode:1974Sci...183..322A. doi:10.1126/science.183.4122.322. PMID 17821098.
  23. Pioneer 11 Images of Io. Galileo Home Page. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 21 квітня 2007.
  24. Voyager Mission Description. The Planetary Rings Node — Planetary Data System (НАСА) (англ.). Інститут SETI. 19 лютого 1997. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 19 квітня 2014.
  25. Smith, B. A.; et al. (1979). The Jupiter system through the eyes of Voyager 1. Science. 204 (4396): 951—972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430.
  26. Morabito, L. A.; et al. (1979). Discovery of currently active extraterrestrial volcanism. Science. 204 (4396): 972. Bibcode:1979Sci...204..972M. doi:10.1126/science.204.4396.972. PMID 17800432.
  27. Strom, R. G.; et al. (1979). Volcanic eruption plumes on Io. Nature. 280 (5725): 733—736. Bibcode:1979Natur.280..733S. doi:10.1038/280733a0.
  28. Peale, S. J.; et al. (1979). Melting of Io by Tidal Dissipation. Science. 203 (4383): 892—894. Bibcode:1979Sci...203..892P. doi:10.1126/science.203.4383.892. PMID 17771724.
  29. Soderblom, L. A.; et al. (1980). Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results. Geophys. Res. Lett. 7 (11): 963—966. Bibcode:1980GeoRL...7..963S. doi:10.1029/GL007i011p00963.
  30. Pearl, J. C.; et al. (1979). Identification of gaseous SO2 and new upper limits for other gases on Io. Nature. 288 (5725): 757—758. Bibcode:1979Natur.280..755P. doi:10.1038/280755a0.
  31. Broadfoot, A. L.; et al. (1979). Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter. Science. 204 (4396): 979—982. Bibcode:1979Sci...204..979B. doi:10.1126/science.204.4396.979. PMID 17800434.
  32. Strom, R. G.; Schneider, N. M. (1982). Volcanic eruptions on Io. У Morrison, D. (ред.). Satellites of Jupiter. University of Arizona Press. с. 598–633. ISBN .
  33. Anderson, J. D.; et al. (1996). Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io. Science. 272 (5262): 709—712. Bibcode:1996Sci...272..709A. doi:10.1126/science.272.5262.709. PMID 8662566.
  34. McEwen, A. S.; et al. (1998). High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io. Science. 281 (5373): 87—90. Bibcode:1998Sci...281...87M. doi:10.1126/science.281.5373.87. PMID 9651251.
  35. Perry, J. та ін. (2007). A Summary of the Galileo mission and its observations of Io. У Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (ред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. с. 35–59. ISBN . {{}}: Явне використання «та ін.» у: |first= ()
  36. Porco, C. C.; et al. (2003). Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings. Science. 299 (5612): 1541—1547. Bibcode:2003Sci...299.1541P. doi:10.1126/science.1079462. PMID 12624258.
  37. Холшевников, Костянтин Владиславович. Чому планети земної групи не мають кілець?. Соросовський журнал. Архів оригіналу за 23 серпня 2011. Процитовано 29 грудня 2010.(рос.)
  38. Marchis, F.; et al. (2005). Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm. Icarus. 176 (1): 96—122. Bibcode:2005Icar..176...96M. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.014.
  39. Spencer, John (23 лютого 2007). Here We Go!. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 3 червня 2007.
  40. Spencer, J. R.; et al. (2007). Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano. Science. 318 (5848): 240—243. Bibcode:2007Sci...318..240S. doi:10.1126/science.1147621. PMID 17932290.
  41. NASA запустило міжпланетну станцію до Юпітера. [ 10 серпня 2011 у Wayback Machine.](рос.)
  42. Joint Jupiter Science Definition Team; NASA/ESA Study Team (16 січня 2009). Europa Jupiter System Mission Joint Summary Report (PDF). NASA/ESA. Архів оригіналу (PDF) за 25 серпня 2011. Процитовано 21 січня 2009.
  43. Cosmic Vision 2015–2025 Proposals. ESA. 21 липня 2007. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 20 лютого 2009.
  44. McEwen, A. S.; the IVO Team (2008). (PDF). Io Workshop 2008. . Архів оригіналу (PDF) за 26 березня 2009. Процитовано 14 березня 2016.
  45. Lopes, R. M. C.; D. A. Williams (2005). Io after Galileo. . 68 (2): 303—340. Bibcode:2005RPPh...68..303L. doi:10.1088/0034-4885/68/2/R02.
  46. Spencer, J. John Spencer's Astronomical Visualizations. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 25 травня 2007.
  47. Schneider, N. M.; Bagenal, F. (2007). Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions. У Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (ред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. с. 265–286. ISBN .
  48. Postberg, F.; et al. (2006). Composition of jovian dust stream particles. Icarus. 183 (1): 122—134. Bibcode:2006Icar..183..122P. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.001.
  49. Burger, M. H.; et al. (1999). Galileo's close-up view of Io sodium jet. Geophys. Res. Let. 26 (22): 3333—3336. Bibcode:1999GeoRL..26.3333B. doi:10.1029/1999GL003654.
  50. Krimigis, S. M.; et al. (2002). A nebula of gases from Io surrounding Jupiter. Nature. 415 (6875): 994—996. doi:10.1038/415994a. PMID 11875559.
  51. Medillo, M.; et al. (2004). Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds. Icarus. 170 (2): 430—442. Bibcode:2004Icar..170..430M. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.009.
  52. Grün, E.; et al. (1993). Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft. Nature. 362 (6419): 428—430. Bibcode:1993Natur.362..428G. doi:10.1038/362428a0.
  53. Zook, H. A.; et al. (1996). Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories. Science. 274 (5292): 1501—1503. Bibcode:1996Sci...274.1501Z. doi:10.1126/science.274.5292.1501. PMID 8929405.
  54. Grün, E.; et al. (1996). Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter. Science. 274 (5286): 399—401. Bibcode:1996Sci...274..399G. doi:10.1126/science.274.5286.399.
  55. Kerr, R. A. (2010). Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io. Science. 327 (5964): 408—409. doi:10.1126/science.327.5964.408-b. PMID 20093451.
  56. Schubert, J. та ін. (2004). Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites.. У F. Bagenal та ін. (ред.). Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere. Cambridge University Press. с. 281–306. ISBN . {{}}: Явне використання «та ін.» у: |editor= (); Явне використання «та ін.» у: |first= ()
  57. Anderson, J. D.; et al. (2001). Io's gravity field and interior structure. J. Geophys. Res. 106 (E12): 32963—32969. Bibcode:2001JGR...10632963A. doi:10.1029/2000JE001367.
  58. Kivelson, M. G.; et al. (2001). Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000. J. Geophys. Res. 106 (A11): 26121—26135. Bibcode:2001JGR...10626121K. doi:10.1029/2000JA002510.
  59. Sohl, F.; et al. (2002). Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites. Icarus. 157 (1): 104—119. Bibcode:2002Icar..157..104S. doi:10.1006/icar.2002.6828.
  60. Kuskov, O. L.; V. A. Kronrod (2001). Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites. Icarus. 151 (2): 204—227. Bibcode:2001Icar..151..204K. doi:10.1006/icar.2001.6611.
  61. Moore, W. B. та ін. (2007). The Interior of Io.. У R. M. C. Lopes and J. R. Spencer (ред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. с. 89–108. ISBN . {{}}: Явне використання «та ін.» у: |first= ()
  62. . Science Daily. 12 травня 2011. Архів оригіналу за 7 березня 2016. Процитовано 14 березня 2016.
  63. Perry, J. (21 січня 2010). Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean. The Gish Bar Times. Архів оригіналу за 4 лютого 2012. Процитовано 22 січня 2010.
  64. Jaeger, W. L.; et al. (2003). Orogenic tectonism on Io. J. Geophys. Res. 108 (E8): 12—1. Bibcode:2003JGRE..108.5093J. doi:10.1029/2002JE001946.
  65. Сонячна система. Вулканізм на тілах Сонячної системи. Соросівська Енциклопедія, Глосарій Astronet.ru. Архів оригіналу за 4 лютого 2012. Процитовано 15 березня 2016.(рос.)
  66. Yoder, C. F.; et al. (1979). How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks. Nature. 279 (5716): 767—770. Bibcode:1979Natur.279..767Y. doi:10.1038/279767a0.
  67. Rosaly MC Lopes (2006). Io: The Volcanic Moon. У Lucy-Ann McFadden; Paul R. Weissman; Torrence V. Johnson (ред.). Encyclopedia of the Solar System. Academic Press. с. 419—431. ISBN .
  68. Britt, Robert Roy (16 березня 2000). Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color. . оригіналу за 15 грудня 2000. Процитовано 25 липня 2007. {{}}: Вказано більш, ніж один |deadlink= та |deadurl= ()
  69. Леонід Попов (20.03.2012). Науковці склали першу повну геологічну мапу Іо. . Архів оригіналу за 30.05.2012. Процитовано 15.03.2016.(рос.)
  70. Carlson, R. W. та ін. (2007). Io's surface composition. У Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (ред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. с. 194–229. ISBN . {{}}: Явне використання «та ін.» у: |first= ()
  71. Spencer, J.; et al. (2000). Discovery of Gaseous S2 in Io's Pele Plume. Science. 288 (5469): 1208—1210. Bibcode:2000Sci...288.1208S. doi:10.1126/science.288.5469.1208. PMID 10817990.
  72. Douté, S.; et al. (2004). Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS. Icarus. 169 (1): 175—196. Bibcode:2004Icar..169..175D. doi:10.1016/j.icarus.2004.02.001.
  73. На супутнику Юпітера знайшли 266 активних вулканів, ймовірно, об’єднаних глобальним океаном магми. // Автор: Анатолій Шевченко. 14.11.2023
  74. Вчені виявили на супутнику Юпітера новий тип потужних вивержень
  75. PSI's Io Input/Output observatory discovers large volcanic outburst on Jupiter’s moon Io. Jan. 3, 2023
  76. На супутнику Юпітера зафіксували виверження вулканів. 15.01.2023, 13:00
  77. Schenk, P. та ін. (2001). The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo. Journal of Geophysical Research. 106 (E12): 33201—33222. Bibcode:2001JGR...10633201S. doi:10.1029/2000JE001408.
  78. Clow, G. D.; Carr, M. H. (1980). Stability of sulfur slopes on Io. Icarus. 44 (2): 268—279. Bibcode:1980Icar...44..268C. doi:10.1016/0019-1035(80)90022-6.
  79. Schenk, P. M.; Bulmer, M. H. (1998). Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements. Science. 279 (5356): 1514—1517. Bibcode:1998Sci...279.1514S. doi:10.1126/science.279.5356.1514. PMID 9488645.
  80. McKinnon, W. B.; et al. (2001). Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting. Geology. 29 (2): 103—106. Bibcode:2001Geo....29..103M. doi:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2.
  81. Tackley, P. J. (2001). Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows. J. Geophys. Res. 106 (E12): 32971—32981. Bibcode:2001JGR...10632971T. doi:10.1029/2000JE001411.
  82. Radebaugh, D. та ін. (2001). Paterae on Io: A new type of volcanic caldera?. J. Geophys. Res. 106 (E12): 33005—33020. Bibcode:2001JGR...10633005R. doi:10.1029/2000JE001406.
  83. Schenk, P. M.; et al. (2004). Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io. Icarus. 169 (1): 98—110. Bibcode:2004Icar..169...98S. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.015.
  84. Moore, J. M.; et al. (2001). Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view. J. Geophys. Res. 106 (E12): 33223—33240. Bibcode:2001JGR...10633223M. doi:10.1029/2000JE001375.
  85. Lellouch, E. та ін. (2007). Io's atmosphere. У Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (ред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. с. 231–264. ISBN . {{}}: Явне використання «та ін.» у: |first= ()
  86. Walker, A. C.; et al. (2010). A Comprehensive Numerical Simulation of Io’s Sublimation-Driven Atmosphere. Icarus. in. press (1): 409. Bibcode:2010Icar..207..409W. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.012.
  87. Spencer, A. C.; et al. (2005). Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io’s SO2 atmosphere. Icarus. 176 (2): 283—304. Bibcode:2005Icar..176..283S. doi:10.1016/j.icarus.2005.01.019.
  88. Geissler, P. E.; Goldstein, D. B. (2007). Plumes and their deposits. У Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (ред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. с. 163–192. ISBN .
  89. Moullet, A.; et al. (2010). Simultaneous mapping of SO2, SO, NaCl in Io’s atmosphere with the Submillimeter Array. Icarus. in. press (1): 353. Bibcode:2010Icar..208..353M. doi:10.1016/j.icarus.2010.02.009.
  90. Feaga, L. M.; et al. (2009). Io’s dayside SO2 atmosphere. Icarus. 201 (2): 570—584. Bibcode:2009Icar..201..570F. doi:10.1016/j.icarus.2009.01.029.
  91. Spencer, John (8 червня 2009). Aloha, Io. The Planetary Society Blog. The Planetary Society. Архів оригіналу за 4 лютого 2012. Процитовано 7 березня 2010.
  92. Moore, C. H.; et al. (2009). 1-D DSMC simulation of Io’s atmospheric collapse and reformation during and after eclipse. Icarus. 201 (2): 585—597. Bibcode:2009Icar..201..585M. doi:10.1016/j.icarus.2009.01.006.
  93. Geissler, P. E.; et al. (1999). Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io. Science. 285 (5429): 870—874. Bibcode:1999Sci...285..870G. doi:10.1126/science.285.5429.870. PMID 10436151.
  94. Retherford, K. D.; et al. (2000). Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions. J. Geophys. Res. 105 (A12): 27, 157—27, 165. Bibcode:2000JGR...10527157R. doi:10.1029/2000JA002500.
  95. Geissler, P. E.; McEwen, A. S.; Ip, W.; Belton, M. J. S.; Johnson, T. V. та ін. (August 1999). Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io. Science. 285 (5429): 870—874. Bibcode:1999Sci...285..870G. doi:10.1126/science.285.5429.870. PMID 10436151.

Література

Посилання

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Category:Io
  • Осадча, Яна (6 березня 2023). Нагадує піцу: корабель NASA зробив чітке фото супутника Юпітера. Українська правда. Процитовано 7 березня 2023.
  • (рос.)

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

U Vikipediyi ye statti pro inshi znachennya cogo termina Io Io Io znimok NASA 1999 r kolori shtuchno pidsileni Dani pro vidkrittya Data vidkrittya 7 sichnya 1610 roku Vidkrivach i Galileo Galilej Planeta Yupiter Nomer I Orbitalni harakteristiki Velika pivvis 421 700 km Pericentr 420 000 km Apocentr 423 400 km Orbitalnij period 1 769137786 dib Ekscentrisitet orbiti 0 0041 Nahil orbiti 0 05 do ploshini ekvatora planeti Fizichni harakteristiki Vidima zoryana velichina 5 02 protistoyannya Serednij radius 1821 3 km Plosha poverhni 41 910 000 km Ob yem 2 53 1010 km Masa 8 9319 1022 kg Gustina 3 528 g sm Priskorennya vilnogo padinnya 1 796 m s Druga kosmichna shvidkist 2 558 km s Atmosfera vidsutnya Inshi poznachennya Io u Vikishovishi Io grec Iw suputnik Yupitera najblizhchij do planeti z chotiroh galileyevih suputnikiv Jogo diametr stanovit 3642 kilometri tomu Io ye chetvertim za velichinoyu suputnikom u Sonyachnij sistemi Nazvanij na chest mifologichnoyi Io yaka bula zhriceyu Geri ta kohankoyu Zevsa Maye osoblivo burhlivu vulkanichnu aktivnist Jogo vidkriv Galileo Galilej u 1610 roci za dopomogoyu najpershogo v istoriyi teleskopa Pershi foto Io buli zrobleni zondom Pioner 11 yakij proletiv povz Yupiter v grudni 1974 roku Budova Io Za danimi nepryamih doslidzhen poverhnya suputnika predstavlena porodami sho na 55 60 skladeni sirkoyu v Sonyachnij sistemi ce imovirno najbagatshi pokladi sirki yaki dostupni z poverhni planeti na 30 znevodnenim astrahanitom na 15 sulfatom zaliza gematitom model F Fanale i D Nesha Nadra planeti mistyat Na Io zafiksovano do 8 10 aktivnih vulkaniv na poverhni eskarpi U Sonyachnij sistemi ye takozh asteroyid Io NomenklaturaDiv takozh ta Yupiter ta Io Kartina Parisa Bordone 1550 i roki Hocha Simona Mariusa ne bulo viznano pershovidkrivachem galileyevih suputnikiv dlya nih prijnyali nazvi yaki dav same vin 1614 roku vijshla publikaciya Mariusa Mundus Iovialis anno M DC IX Detectus Ope Perspicilli Belgici u yakij vin zaproponuvav nazvi dlya najblizhchih suputnikiv Yupitera vklyuchayuchi Merkurij Yupiterianskij abo pershu z Yupiterianskih planet Vin pidtrimav propoziciyu Joganna Keplera yaku toj zrobiv u zhovtni 1613 roku nazivati suputniki ciyeyi planeti na chest kohanok geroya davnogreckoyi mifologiyi Zevsa abo jogo rimskogo ekvivalenta Yupitera Najblizhchogo z vnutrishnih velikih misyaciv Io vin nazvav na chest Io z greckoyi mifologiyi Potim nazvi yaki zaproponuvav Marius buli zabuti j vijshli z uzhitku azh do seredini 20 go stolittya U bilsh rannij literaturi Io nazivayetsya za planetnoyu prinalezhnistyu z dodavannyam rimskoyi cifri napriklad Yupiter I abo prosto pershij suputnik Yupitera Detali relyefu Io nazvani na chest personazhiv i miscevostej z mifu pro Io a takozh na chest bozhestv vognyu vulkaniv Soncya i grozi z riznih mifiv i na chest personazhiv ta misc iz dantivskogo pekla sho pidhodyat dlya poverhni vulkanichnoyi prirodi Vidtodi yak Voyadzher 1 dosit dokladno vivchiv poverhnyu Io Mizhnarodnij astronomichnij soyuz zatverdiv nazvi 225 vulkaniv gir plato i oblastej z visokim albedo Najmenovani detali relyefu nalezhat do takih tipiv pate ra lat patera vulkanichnij krater nepravilnoyi formi ru fluctus lavovij potik dolina vallis lavovij kanal eruptivnij centr miscevist de pomitni pershi oznaki viverzhennya gora mons stolova gora mensa kupol tholus plato planum oblast regio Prikladami nazvanih struktur ye stolova gora Pana ru i oblast Kolhida SposterezhennyaGalileo Galilej pershovidkrivach Io Pershe sposterezhennya Io proviv Galileo Galilej 7 sichnya 1610 roku Vin zmig pobachiti suputnik za dopomogoyu refraktora z 20 kratnim zbilshennyam yakogo skonstruyuvav u Paduanskomu universiteti Odnak pid chas pershogo sposterezhennya cherez malu potuzhnist teleskopa Galilej ne zmig vidokremiti Io vid inshogo suputnika Yupitera Yevropi i poznachiv yih yak odin ob yekt Ale vzhe nastupnogo dnya 8 sichnya 1610 roku vin pobachiv yih okremo cyu datu i viznaye Mizhnarodnij astronomichnij soyuz dnem vidkrittya Io Vidkrittya Io ta inshih galileyevih suputnikiv Galileo opublikuvav u roboti Sidereus Nuncius u berezni 1610 roku Simon Marius u svoyij praci Mundus Jovialis yaku vin opublikuvav 1614 roku stverdzhuvav sho sposterigav Io ta inshi suputniki Yupitera she v 1609 roci za odin tizhden do togo yak yih vidkriv Galilej Toj visloviv sumnivi v avtentichnosti cih tverdzhen i vidhiliv zayavu Mariusa yak plagiat Ale pershe zareyestrovane sposterezhennya Mariusa datovane 29 grudnya 1609 roku za yulianskim kalendarem sho vidpovidaye 8 sichnya 1610 roku za grigorianskim kalendarem yakim koristuvavsya Galilej Oskilki Galileo pershim opublikuvav robotu to jomu j pripisuyut vidkrittya Uprodovzh dvoh nastupnih stolit na Io ne mogli rozrizniti zhodnih detalej yiyi bachili za dopomogoyu astronomichnih teleskopiv lishe yak cyatku svitla 5 velichini U XVII stolitti Io ta inshi Galileyevi suputniki sluguvali dlya riznih cilej za yih dopomogoyu moryaki viznachali dovgotu fiziki pereviryali tretij zakon Keplera pro ruh planet a takozh viznachali chas yakij potreben svitlu shob podolati vidstan mizh Yupiterom i Zemleyu Na osnovi efemerid vimiryuvannya yakih proveli taki astronomi yak Dzhovanni Kassini ta inshi P yer Simon Laplas stvoriv matematichnu teoriyu yaka poyasnyuye orbitalni rezonansi Io Yevropi i Ganimeda Ci rezonansi yak viyavilosya piznishe spravili velicheznij vpliv na geologiyu cih troh suputnikiv Naprikinci XIX na pochatku XX stolit pokrashilasya tehnologiya stvorennya teleskopiv i z yavilisya teleskopi z krashoyu rozdilnoyu zdatnistyu Ce dozvolilo astronomam pobachiti velikomasshtabni detali na poverhni Io U 1890 h rokah Edvard Barnard stav pershim astronomom yakij pobachiv vidminnosti u yaskravosti mizh ekvatorialnoyu i polyarnoyu oblastyami Io j pravilno pripustiv sho voni vinikayut cherez vidminnosti koloru i albedo cih oblastej a ne cherez te sho Io maye yajcepodibnu formu yak ce zaproponuvav astronom Vilyam Pikering abo cherez te sho ekvatorialna i polyarna oblasti ye dvoma okremimi ob yektami yak ce spochatku zaproponuvav Barnard Piznishi teleskopichni sposterezhennya za poverhneyu Io pidtverdili vidminnist mizh chervonuvato korichnevimi polyarnimi regionami i zhovto biloyu ekvatorialnoyu strichkoyu Teleskopichni sposterezhennya Io v seredini XX stolittya pochali navoditi na dumku pro jogo nadzvichajnu nezvichnu prirodu Spektrografichni sposterezhennya pokazali sho jmovirno poverhnya Io pozbavlena vodyanogo lodu na inshih galileyevih suputnikah jogo znajdeno v dostatku Ti sami sposterezhennya vkazuyut na te sho na poverhni suputnika perevazhayut vipari yaki skladayutsya z sirki i solej natriyu Radioteleskopichni sposterezhennya Io pokazali yiyi vpliv na magnitosferu Yupitera pro sho svidchat spleski na dekametrovih hvilyah sho vidbuvayutsya z periodom yakij dorivnyuye orbitalnomu periodu suputnika 14 travnya 1971 roku o 2 00 UTC vidbulas vazhliva dlya nauki podiya koli Io pokrila zoryu Beta Skorpiona a ce nadzvichajno ridkisna dlya takoyi yaskravoyi zori podiya Ce dozvolilo v 1972 roci otrimati duzhe horoshu ocinku serednogo radiusu Io 1818 5 km Pioner Pershimi kosmichnimi aparatami yaki nablizilisya do Io buli aparati bliznyuki Pioner 10 i Pioner 11 sho prolitali bilya neyi 3 grudnya 1973 roku i 2 grudnya 1974 roku vidpovidno Radiostezhennya za nimi dozvolilo utochniti masu Io Ci dani razom z danimi pro jogo rozmir pokazali sho Io maye najbilshu sered galileyevih suputnikiv shilnist i skladayetsya z silikatnih porid a ne vodyanoyi krigi Za dopomogoyu Pioneriv vdalosya takozh pomititi tonkij shar atmosferi Io ta intensivnij radiacijnij poyas bilya yiyi orbiti Kamera na bortu Pionera 11 dala yedine dobre zobrazhennya pivnichnoyi polyarnoyi oblasti Io Detalni znimki mav zrobiti i Pioner 10 ale ci sposterezhennya ne vdalisya cherez nepravilnu robotu aparaturi za visokoyi radiaciyi Voyadzher Mozayika poverhni Io skladena zi znimkiv sho yih zrobiv kosmichnij aparat Voyadzher 1 Poloti zondiv bliznyat Voyadzher 1 i Voyadzher 2 povz Io v 1979 roci zavdyaki yihnij bilsh doskonalij sistemi zjomki dali nabagato detalnishi zobrazhennya suputnika Voyadzher 1 prolitav povz suputnika 5 bereznya 1979 na vidstani 20 600 kilometriv Zobrazhennya dobuti pid chas cogo prolotu pokazali divnij riznokolorovij krayevid pozbavlenij meteoritnih krateriv Na znimkah z visokoyu rozdilnoyu zdatnistyu vidno vidnosno molodu poverhnyu pocyatkovanu yamami divnoyi formi gorami vishimi za Dzhomolungmu i rechovinoyu sho nagaduye potoki lavi Nevdovzi pislya prolotu Voyadzhera 2 inzhener navigaciyi Voyadzhera Linda Morabito pomitila shlejf sho vihodit vid poverhni na odnomu iz zobrazhen Analiz znimkiv z Voyadzhera 1 pokazav nayavnist dev yati takih shlejfiv sho svidchit pro znachnu vulkanichnu aktivnist na Io Yiyi peredbachili u svoyij roboti en Patrik Kassen i R T Rejnolds nezadovgo do otrimannya znimkiv z Voyadzhera 1 Voni obchislili sho nadra Io povinni periodichno istotno nagrivatisya cherez orbitalnij rezonans Io z Ganimedom i Yevropoyu Dani otrimani vid Voyadzhera 1 pokazali sho na poverhni Io perevazhaye sirka i zamorozhenij dioksid sirki Voni perevazhayut i v tonkomu shari atmosferi Io i v tori plazmi zoseredzhenoyi na jogo orbiti ce viplivaye takozh zi sposterezhen Voyadzhera Voyadzher 2 projshov poblizu Io na vidstani 1 130 000 kilometriv 9 lipnya 1979 roku I hocha cej kosmichnij aparat ne pidlitav do suputnika nastilki blizko yak Voyadzher 1 pri porivnyanni yih znimkiv vdalosya viyaviti kilka zmin na poverhni sho vidbulisya za chotiri misyaci mizh prolotami Krim togo sposterezhennya za Io yak za pivmisyacem pid chas viddalennya Voyadzhera 2 vid sistemi Yupitera pokazali sho sim z dev yati shlejfiv sho sposterigalisya v berezni proyavlyali aktivnist i v lipni 1979 roku i lishe vulkan ru viglyadav pasivno Galileo Znimok Galileo na yakomu vidno veliku temnu plyamu okreslenu chervonim kilcem yake utvorilos vnaslidok silnogo viverzhennya pateri Pillana 1997 roku Kosmichnij aparat Galileo dosyag Yupitera v 1995 roci cherez shist rokiv pislya startu z Zemli Jogo metoyu bulo prodovzhennya i utochnennya doslidzhen dvoh Voyadzheriv i nazemnih sposterezhen minulih rokiv Perebuvannya Io v mezhah odnogo z najbilsh intensivnih radiacijnih poyasiv Yupitera viklyuchilo mozhlivist trivalih blizkih doslidzhen ale Galileo dosit blizko proletiv poruch z Io persh nizh vijti na orbitu potribnu dlya vikonannya svogo osnovnogo zavdannya dvorichnogo dokladnogo vivchennya sistemi Yupitera I hocha pid chas cogo prolotu sho vidbuvsya 7 grudnya 1995 ne bulo zrobleno zhodnogo znimka vin prinis znachni rezultati vidkrittya u Io zaliznogo yadra podibnogo do yadra kam yanistih planet Sonyachnoyi sistemi Popri nestachu znimkiv zblizka i mehanichni nespravnosti yaki duzhe obmezhili obsyag otrimanih danih Galileo v hodi osnovnoyi misiyi zrobiv kilka suttyevih vidkrittiv Vin buv svidkom velikogo viverzhennya pateri Pillana j zmig pidtverditi sho vikidi vulkaniv skladayutsya z silikatnoyi magmi bagatoyi na magnij i yaka maye osn ovnij i ultraosn ovnij sklad Viddalena zjomka Io velasya praktichno na kozhnomu oboroti Galileo pid chas jogo osnovnoyi misiyi Ce dozvolilo pobachiti bagato aktivnih vulkaniv zavdyaki teplovomu viprominyuvannyu magmi v procesi oholodzhennya i vulkanichnim shlejfam chislenni gori z riznomanitnoyu morfologiyeyu i deyaki zmini poverhni v promizhku mizh sposterezhennyami Voyadzher i Galileo a takozh v promizhku mizh oborotami Galileo Iz 35 obertiv Galileo navkolo Yupitera 7 buli sproektovani z metoyu vivchennya Io maksimalne zblizhennya 102 km vidbulosya 17 sichnya 2002 roku Misiyu Galileo dvichi prodovzhuvali u 1997 i 2000 rokah Pid chas cih prodovzhenih misij kosmichnij aparat proletiv povz Io trichi naprikinci 1999 na pochatku 2000 roku i trichi naprikinci 2001 na pochatku 2002 roku Sposterezhennya pid chas cih prolotiv pokazali geologichni procesi sho vidbuvayutsya u vulkanah i gorah Io viklyuchili prisutnist magnitnogo polya i prodemonstruvali masshtabi vulkanichnoyi aktivnosti U grudni 2000 roku kosmichnij korabel Kassini projshov nepodalik vid sistemi Yupitera na shlyahu do Saturna i robiv sposterezhennya spilno z Galileo Todi vdalosya viyaviti novij shlejf na i krashe zrozumiti syajvo Io Krim togo dobuv novi dani pro plazmovij tor yakij formuye Io za dopomogoyu svogo chutlivogo ultrafioletovogo spektrometra Tor skladayetsya z ionizovanih atomiv i molekul sirki z domishkoyu inshih rechovin Meridionalnij peretin tora maye formu elipsa zi spivvimirnimi osyami Nastupni sposterezhennya Zmini poverhni Io mizh vivchennyam yiyi kosmichnimi aparatami Galileo i Novi gorizonti Pislya togo yak 21 veresnya 2003 roku misiya Galileo zavershilas i aparat zgoriv u atmosferi Yupitera sposterezhennya za Io velisya lishe za dopomogoyu nazemnih i kosmichnih teleskopiv Zokrema mozhna vidiliti znimki zrobleni za dopomogoyu adaptivnoyi optiki v observatoriyi Keka na Gavayah i znimki teleskopa Habbl sho dozvolyayut vchenim stezhiti za aktivnimi na Io vulkanami navit bez dopomogi kosmichnih aparativ u sistemi Yupitera Kosmichnij korabel New Horizons na shlyahu do Plutona i poyasu Kojpera prolitav povz sistemu Yupitera v tomu chisli Io 28 lyutogo 2007 roku Pid chas prolotu zrobleno bezlich viddalenih sposterezhen za Io Sered nih znimki velikogo shlejfu na vulkani Tvashtara yaki razom iz sposterezhennyami za shlejfom vulkana Pele v 1979 roci dali mozhlivist vesti pershi detalni sposterezhennya za vulkanichnim shlejfom najbilshogo klasu na Io Kosmichnij aparat New Horizons takozh zumiv zrobiti znimok vulkana poblizu pateri Girru na rannih stadiyah viverzhennya i kilka viverzhen vulkaniv yaki vidbulisya vid chasu zavershennya misiyi Galileo Nini dlya vivchennya sistemi Yupitera zaplanovano dvi misiyi Aparat Yunona yakij 5 serpnya 2011 roku zapustilo NASA maye obmezheni mozhlivosti zjomki ale mozhe zabezpechiti monitoring vulkanichnoyi diyalnosti Io svoyim blizhnim infrachervonim spektrometrom JIRAM Zaplanovana data vihodu Yunoni na potribnu orbitu serpen 2016 roku Spilna NASA ESA Roskosmos kosmichna programa Europa Jupiter System Mission shvalena v lyutomu 2009 roku namichena na 2020 rik Kilkist aparativ yaki budut zapusheni variyuye vid dvoh do chotiroh NASA ESA JAXA i Roskosmos Doslidzhennya Io vhodit u plani lishe u Jupiter Europa Orbiter yakij zrobit chotiri proloti bilya Io u 2025 i 2026 rokah do vhodu na orbitu navkolo Yevropi Vnesok ESA v cyu misiyu vse she zishtovhuyetsya z konkurenciyeyu za finansuvannya z boku inshih jogo kosmichnih proektiv Na dodatok do cih misij yaki vzhe shvalilo NASA zaproponovano she kilka bilsh specializovanih misij Odna misiya yaka maye nazvu Sposterigach vulkaniv Io Io Volcano Observer povinna bula b rozpochatisya u 2015 roci yak misiya klasu Discovery i vklyuchala b kilka prolotiv povz Io odnak nini vona zalishayetsya na stadiyi rozrobki Orbita j obertannyaAnimaciya sho demonstruye Laplasiv rezonans Io z Yevropoyu i Ganimedom Orbita Io roztashovana na vidstani 421 700 km vid centru Yupitera i za 350 000 km vid verhnogo sharu jogo hmar Io p yatij za viddalenistyu vid Yupitera jogo suputnik i najblizhchij z galileyevih suputnikiv Jogo orbita prolyagaye mizh Teboyu i Yevropoyu Jomu potribno 42 5 godini shob zrobiti povnij obert navkolo Yupitera dosit shvidko shob jogo ruh buv pomitnij za odnu nich sposterezhen Io perebuvaye v orbitalnomu rezonansi 2 1 z Yevropoyu i 4 1 z Ganimedom tobto vstigaye obernutisya navkolo Yupitera dvichi za chas odnogo obertu Yevropi i 4 razi za chas odnogo obertu Ganimeda Takij rezonans pidtrimuye ekscentrisitet orbiti Io 0 0041 yakij u svoyu chergu ye osnovnoyu prichinoyu nebuvaloyi geoaktivnosti suputnika div rozdil priplivnij rozigriv dlya detalnishogo poyasnennya Bez takogo rezonansu orbita Io zakruglilas bi cherez priplivne priskorennya i suputnik ne buv nastilki geologichno aktivnij Yak i inshi Galileyevi suputniki a takozh zemnij Misyac Io sinhronnij suputnik odna z jogo pivkul zavzhdi zvernena do Yupitera Na comu gruntuyetsya sistema viznachennya dovgot na Io Nulovij meridian peretinaye ekvator u sub yupiterialnij najblizhchij do Yupitera tochci Pivkulya sho zavzhdi obernena v bik Yupitera nazivayetsya sub yupiteralnoyu todi yak protilezhna yij pivkulya antiyupiterialnoyu Pivkulya sho spryamovana v bik ruhu suputnika po orbiti nazivayetsya veduchoyu a protilezhna vedenoyu Vzayemodiya z magnitosferoyu YupiteraShema magnitosferi Yupitera i vplivu Io bilya centru zobrazhennya plazmovij tor chervone nejtralna hmara zhovte potokova trubka zelene i liniyi magnitnogo polya blakitne Io vidigraye vazhlivu rol u formuvanni magnitnogo polya Yupitera Magnitosfera Yupitera vbiraye v sebe gazi i pil z tonkoyi atmosferi Io zi shvidkistyu 1 tonna na sekundu Cya materiya perevazhno skladayetsya z jonizovanih ta atomarnih sirki kisnyu i hloru atomarnih natriyu i kaliyu molekulyarnih dioksidu sirki i sirki a takozh pilu hloridu natriyu Voni vikidayutsya vulkanami Io potraplyayut v jogo atmosferu a dali v magnitosferu Yupitera i inodi v mizhplanetnij prostir Vsya cya materiya v zalezhnosti vid yiyi skladu i stupenya ionizaciyi opinyayetsya v riznih nejtralnih neionizovanih hmarah i radiacijnih poyasah yupiterianskoyi magnitosferi a inodi j polishaye mezhi sistemi Yupitera Io otochenij hmaroyu z nejtralnih atomiv sirki kisnyu natriyu i kaliyu yaka tyagnetsya priblizno na shist jogo radiusiv vid poverhni Ci chastinki prihodyat z verhnih shariv atmosferi suputnika Voni zbudzhuyutsya cherez zitknennya z chastinkami plazmovogo tora yak obgovoreno nizhche ta inshih procesiv u sferi Gilla Io tobto v oblasti de jogo tyazhinnya perevazhaye nad yupiterianskim Chastina vsiyeyi ciyeyi materiyi zalishaye atmosferu i vihodit na orbitu navkolo Yupitera Uprodovzh 20 godin ci chastinki zalishayut sferu Hilla Io i formuyut bananopodibnu nejtralnu hmaru yake mozhe poshiryuvatisya na vidstan do 6 yupiterianskih radiusiv vid Io abo vseredini orbiti Io i pered suputnikom abo poza orbitoyu Io i pozadu suputnika Zitknennya yaki zbudzhuyut chastki takozh inodi postachayut elektronami ioni natriyu v plazmovomu tori i utvoreni nejtralni atomi vilitayut z tora Odnak ci chastki vse she zberigayut svoyu shvidkist 70 km s todi yak orbitalna shvidkist Io 17 km s i formuyut strumeni rechovini pozadu Io Orbita Io prohodit u mezhah poyasu silnoyi radiaciyi vidomogo yak plazmovij tor Io Ce pundikopodibne kilce skladayetsya z ionizovanoyi sirki kisnyu natriyu i hloru Plazma v nomu utvoryuyetsya z nejtralnih atomiv hmari sho otochuye Io yaki ionizuyutsya i zahoplyuyutsya magnitosferoyu Yupitera Na vidminu vid chastinok nejtralnoyi hmari ci chastinki obertayutsya navkolo Yupitera razom z jogo magnitosferoyu zi shvidkistyu 74 km s Yak i reshta magnitosferi Yupitera plazmovij tor nahilenij do ekvatora Yupitera i do orbitalnoyi ploshini Io Ce oznachaye sho Io perebuvaye to vishe to nizhche yadra tora Yak zaznacheno vishe vishi shvidkist i energiya cih ioniv chastkovo vidpovidalni za vitik nejtralnih atomiv i molekul z atmosferi Io i bilsh protyazhnoyi nejtralnogo hmari Tor skladayetsya z troh chastin zovnishnogo teplogo tora yakij roztashovanij odrazu za orbitoyu Io vertikalno shirokogo regionu vidomogo yak strichka yakij skladayetsya z nejtralnoyi oblasti dzherela a takozh oholodzhenoyi plazmi roztashovanoyi v rajoni orbiti Io a takozh vnutrishnoyi chastini holodnogo tora sho skladayetsya z chastinok yaki povilno po spirali ruhayutsya do Yupitera Pislya priblizno 40 dennogo perebuvannya v teplomu tori chastinki jogo zalishayut Chastkovo voni vidpovidalni za nadzvichajno veliku magnitosferu Yupitera Chastinki z Io buli viyavleni datchikami KA Novi Gorizonti za variaciyami magnitosfernoyi plazmi duzhe daleko vid suputnika v hvosti magnitosferi Shob vivchati podibni zmini vseredini plazmovogo tora doslidniki vimiryuyut jogo ultrafioletove viprominyuvannya Hocha taki zmini ostatochno ne uv yazani zi zminami u vulkanichnij aktivnosti Io osnovnogo dzherela materiyi v plazmovomu tori takij zv yazok vstanovleno dlya nejtralnoyi hmari natriyu Nablizhayuchis do Yupitera v 1992 roci KA Uliss zafiksuvav potik pilopodibnih chastinok spryamovanij iz sistemi Yupitera Pil v cih potokah viddalyayetsya vid Yupitera na shvidkostyah u kilka soten kilometriv na sekundu maye rozmir blizko 10 mm i skladayetsya perevazhno z hloridu natriyu Doslidzhennya pilu yaki proviv Galileo viyavili sho pilovi potoki pohodyat z poverhni Io ale tochnij mehanizm yih formuvannya nevidomij voni mozhut buti rezultatom vulkanichnoyi aktivnosti abo zitknen z poverhneyu Io Liniyi magnitnogo polya Yupitera yaki peretinayut Io z yednuyut atmosferu Io i nejtralnu hmaru z verhnimi sharami polyarnoyi atmosferi Yupitera elektrichnim strumom vidomim yak potokova trubka Io Cej strum sprichinyaye polyarni syajva v yupiterianskij atmosferi yaki mayut nazvu slid Io a takozh syajva u atmosferi Io Chastinki sho jdut po cij trubci roblyat polyarni oblasti Yupitera temnimi u vidimomu diapazoni svitla Misce perebuvannya Io ta yiyi slidu v atmosferi Yupitera vidnosno Zemli ta Yupitera silno vplivaye na intensivnist sposterezhuvanogo radioviprominyuvannya Yupitera vono silno zbilshuyetsya koli Io perebuvaye v zoni vidimosti KA Yunona yakij startuvav do Yupitera 5 serpnya 2011 roku i pribude do nogo v lipni 2016 povinen proliti svitlo na vzayemodiyu mizh Io i magnitosferoyu Yupitera Liniyi yupiterianskogo magnitnogo polya sho prohodyat kriz ionosferu Io generuyut elektrichni strumi yaki stvoryuyut magnitne pole v nadrah Io Vvazhayut sho indukovane magnitne pole Io generuyetsya v chastkovo rozplavlenij silikatnij magmi za 50 kilometriv pid poverhneyu suputnika Podibni indukovani magnitni polya Galileo viyaviv na inshih galileyevih suputnikah de voni generuyutsya jmovirno pidpoverhnevimi vodnimi okeanami Vnutrishnya struktura Model mozhlivoyi vnutrishnoyi budovi Io z yadrom sho skladayetsya z zaliza abo sulfidu zaliza vidileno sirim kolorom silikatnoyu koroyu vidileno korichnevim i chastkovo rozplavlenoyu silikatnoyu mantiyeyu mizh nimi vidileno pomaranchevim Io sho skladayetsya perevazhno z silikatnih porid i zaliza blizhche za skladom do planet zemnoyi grupi nizh do inshih suputnikiv u zovnishnij chastini Sonyachnoyi sistemi yaki skladayutsya golovnim chinom z vodyanogo lodu i silikativ Shilnist Io dorivnyuye 3 5275 g sm3 sho bilshe nizh u inshih galileyevih suputnikiv i navit nizh u Misyacya i ce stavit Io na pershe misce za shilnistyu sered suputnikiv u Sonyachnij sistemi Modeli yaki skladeni za vimiryanimi Voyadzherami i Galileo masoyu radiusom i koeficiyentami gravitacijnogo kvadrupolya chisla sho opisuyut rozpodil masi v mezhah ob yekta vkazuyut na te sho Io rozsharovana na yadro iz zaliza abo sulfidu zaliza i koru z mantiyeyu yaki bagati na silikati Metaleve yadro stanovit priblizno 20 masi Io Radius yadra zalezhit vid vmistu sirki yaksho vono skladayetsya z chistogo zaliza jogo radius perebuvaye v mezhah vid 350 do 650 km a yaksho vono skladayetsya iz spoluk zaliza i sirki v mezhah vid 550 do 900 km Magnitometr Galileo ne viyaviv u Io vlasnogo magnitnogo polya a ce vkazuye na te sho v yiyi zaliznomu yadri nemaye konvekciyi Modelyuvannya vnutrishnogo skladu Io pokazuye sho mantiya skladayetsya prinajmni na 75 z bagatogo na magnij mineralu forsteritu a yiyi sklad podibnij do skladu meteoritiv L hondritiv i LL hondritiv Vidnoshennya koncentracij zaliza i kremniyu tam vishe nizh na Misyaci abo Zemli ale nizhche nizh na Marsi Pidtrimka teplovogo potoku sho sposterigayetsya na Io vimagaye shob 10 20 mantiyi buli v rozplavlenomu viglyadi hocha v oblastyah de nayavnij visokotemperaturnij vulkanizm chastka rozplavlenoyi rechovini mozhe buti bilshoyu Odnak povtornij analiz danih magnitometra Galileo u 2009 roci pokazav nayavnist na Io indukovanogo magnitnogo polya dlya yakogo potriben okean magmi na glibini 50 km Nastupne doslidzhennya opublikovane 2011 roku nadalo pryami dokazi isnuvannya takogo okeanu Tovshinu cogo sharu ocinyuyut u 50 km i vin stanovit blizko 10 mantiyi Io Temperatura tam dosyagaye priblizno 1 200 C Nevidomo chi sumisne ce 10 20 vidsotkove plavlennya z umovoyu znachnoyi kilkosti rozplavlenih silikativ u comu jmovirnomu okeani magmi Tovshina litosferi Io sho skladayetsya z bazaltu ta sirki i utvorenoyi intensivnim vulkanizmom stanovit ne mensh yak 12 kilometriv i jmovirno ne bilsh nizh 40 kilometriv Priplivnij rozigriv Najbilsh imovirnim dzherelom vnutrishnogo tepla Io na vidminu vid Zemli j Misyacya vvazhayut priplivnij rozigriv nadr suputnika v rezultati orbitalnih rezonansiv Io z Yevropoyu i Ganimedom a ne radioaktivnij rozpad Takij rozigriv zalezhit vid vidstani mizh Io i Yupiterom ekscentrisitetu jogo orbiti skladu i fizichnih harakteristik jogo nadr Orbitalnij rezonans z Yevropoyu i Ganimedom pidtrimuye ekscentrisitet Io i zapobigaye okruglennyu orbiti Io yake inakshe vidbuvalosya b cherez disipaciyu priplivnoyi energiyi Orbitalnij rezonans pidtrimuye i potochnij radius orbiti Io inakshe priplivi na Yupiteri zmushuvali b Io povilno viddalyatisya vid nogo Zmina visoti priplivnogo gorba Io mizh pericentrom ta apocentrom mozhe dosyagati 100 metriv Tertya pri cih peremishennyah stvoryuye v nadrah Io priplivnij rozigriv a vin pidtrimuye v rozplavlenomu stani istotnu chastinu mantiyi i yadra suputnika Ce umozhlivlyuye vulkanichnu aktivnist Priplivnij rozigriv daye priblizno v 200 raziv bilshe tepla nizh radioaktivnij rozpad Ocinki zrobleni na osnovi vimiriv teplovogo potoku z garyachih oblastej Io pokazali sho potuzhnist priplivnogo rozigrivu mozhe dosyagati 0 6 1 6 108 MVt sho na dva poryadki perevishuye sumarnu potuzhnist yaku spozhivaye lyudstvo 2 106 MVt Modeli orbiti Io pokazuyut sho potuzhnist priplivnogo rozigrivu nadr Io zminyuyetsya z chasom i potochnij teplovij potik ne reprezentativnij dlya dovgostrokovoyi perspektivi Poverhnya Mapa poverhni Io Za analogiyeyu z davnoyu poverhneyu Misyacya Marsa i Merkuriya vcheni ochikuvali pobachiti na pershih zobrazhennyah Io yaki zrobiv Voyadzher 1 chislenni meteoritni krateri a yih koncentraciya dozvolila b ociniti vik poverhni Ale voni buli duzhe zdivovani viyavivshi sho meteoritnih krateriv tam majzhe nemaye Zamist nih vidno gladki rivnini vsiyani visokimi gorami potokami lavi i yamami riznih form i rozmiriv Na vidminu vid bilshosti inshih kosmichnih ob yektiv poverhnya Io pokrita bezlichchyu riznokolorovih rechovin zdebilshogo modifikaciyami i spolukami sirki Mala kilkist meteoritnih krateriv pokazuye sho poverhnya Io yak i poverhnya Zemli geologichno moloda Krateri na Io shvidko pokrivayutsya vulkanichnimi vikidami Ci visnovki buli pidtverdzheni shonajmenshe dev yatma diyuchimi vulkanami sho sposterigalisya Voyadzherom 1 Okrim vulkaniv na Io ye nevulkanichni gori v yazki lavovi potoki sho dosyagayut dovzhini v sotni kilometriv ozera rozplavlenoyi sirki i kalderi glibina yakih syagaye kilkoh kilometriv 2012 roku skladeno povnu geologichnu mapu Io dlya yakoyi vikoristani zobrazhennya z riznoyu detalizaciyeyu sho za dopomogoyu komp yutera skleyeni v yedinu mozayiku z rozdilnoyu zdatnistyu 1 km na piksel Mapu skladali 6 rokiv Ocholiv proekt Devid Vilyams David Williams z universitetu Arizoni Doslidniki takozh sklali onlajnovu bazu danih po Io sho vklyuchaye ne lishe novu geologichnu mapu ale j chislenni znimki z kosmichnih aparativ i dani nizki inshih mimiryuvan Poverhnevij sklad source source source source source source Obertannya Io Velike chervone kilce otochuye ru Garnij zovnishnij viglyad Io rezultat intensivnoyi roboti vulkaniv yaki vikidayut rizni rechovini Sered nih silikati napriklad ortopiroksen sirka i dioksid sirki Inij z dioksidu sirki pokrivaye majzhe vsyu poverhnyu Io barvlyachi veliki oblasti v bilij abo sirij kolir Na bagatoh dilyankah suputnika vidno j sirku zavdyaki yiyi zhovtomu abo zhovto zelenomu koloru U serednih i visokih shirotah radiaciya rozbivaye zazvichaj stijki vosmiatomni ciklichni molekuli sirki S8 i vnaslidok cogo polyarni oblasti Io mayut chervono korichnevij kolir Vibuhovij vulkanizm yakij chasto daye shlejfi vulkanichnogo popelu sho utvoryuyut himerni formi zabarvlyuye poverhnyu silikatami i spolukami sirki Opadi cih shlejfiv chasto mayut chervonij abo bilij kolir zalezhno vid vmistu sirki ta yiyi dioksidu Zazvichaj shlejfi sho utvoreni v zherli vulkana vnaslidok degazaciyi lavi mistyat bilshu kilkist S2 i dayut chervoni opadi sho vipadayut viyalom abo u vinyatkovih vipadkah velikimi chasto radiusom ponad 450 kilometriv kilcyami Yaskravij priklad chervonogo kilcya z opadiv shlejfu mozhna pobachiti navkolo Cej chervonij osad skladayetsya zdebilshogo z sirki perevazhno 3 i 4 atomnoyi molekulyarnoyi sirki dvookisu sirki ta jmovirno Cl2SO2 Shlejfi sho utvoreni na mezhah potokiv silikatnoyi lavi dayut bili abo siri opadi produkt vzayemodiyi ciyeyi lavi z sirkoyu i dvookisom sirki yaki lezhat na poverhni Kartuvannya skladu i visoka shilnist Io vkazuyut na te sho na Io praktichno nemaye vodi hocha tam oriyentovno identifikovani neveliki kisheni vodyanogo lodu abo gidratovanih mineraliv nasampered na pivnichno zahidnomu boci gori Gish Bar Mons Cej brak vodi jmovirno pov yazanij z tim sho za chasiv formuvannya Sonyachnoyi sistemi Yupiter buv dosit garyachim shob taki letyuchi rechovini yak voda viparuvalisya z okolic Io hocha j ne duzhe garyachim shob tak stalosya i na bilsh viddalenih suputnikah Vulkanizm Io Active lava flows in volcanic region blank region represents saturated areas in the original data Images taken by Galileo in November 1999 and February 2000 P yatikadrova poslidovnist zobrazhen zonda Novi obriyi sho ilyustruye viverzhennya materiyi vulkanu Tvashtar na 330 km nad poverhneyu Io source source source source source source Rotating image of Io s surface the large red ring is around the volcano Dlya Io harakternij rozvinenij vulkanizm najintensivnishij u vsij Sonyachnij sistemi Odnochasno na poverhni planeti zafiksovano viverzhennya 10 vulkaniv Konfiguraciya vulkanichnogo polya shvidko zminyuyetsya za 4 misyaci mizh polotami Voyadzhera 1 i Voyadzhera 2 vstigli potuhnuti odni vulkani i z yavitisya inshi Relyef Io tezh shvidko zminyuyetsya povnistyu za dekilka soten rokiv Najbilshi viverzhennya vulkaniv vinosyat rechovinu zi shvidkistyu 1 km s na visotu blizko 300 km Zherla bagatoh vulkaniv mayut gigantski rozmiri Podibno do zemnih vulkaniv vulkani Io vikidayut sirku i dioksid sirki lavovi potoki ce rozplavleni girski porodi zi znachnim vmistom spoluk sirki U kinci 2017 r vcheni NASA viyavili viverzhennya vulkana strombolianskogo tipu na Io Dzherelom energiyi dlya vulkanichnoyi diyalnosti imovirno ye priplivni sili viklikani silnim gravitacijnim vplivom z boku Yupitera a takozh jogo suputnikiv Yevropi i Ganimeda Gravitacijni vplivi viklikayut kolivannya poverhni Io na 100 m po vertikali Na pochatku 2023 roku vcheni Planetologichnogo institutu SShA angl Planetary Science Institute PSI za dopomogoyu nazemnogo teleskopu zafiksuvali odin iz najbilshih epizodiv vulkanichnoyi aktivnosti na suputniku Io yakij trivav blizko pivroku V hodi sposterezhennya bulo zafiksovano ponad 400 aktivnih vulkaniv Gori Div takozh Gora zavvishki 8 8 kilometra Foto kosmichnogo aparatu Galileo Na Io nalichuyetsya 100 150 gir Serednya yih visota 6 kilometriv a maksimalna 17 5 1 5 kilometra u gori Pivdenna Boosavla Chasto gori yavlyayut soboyu veliki iz serednoyu dovzhinoyu 157 km izolovani geologichni strukturi Globalnih tektonichnih struktur takih yak na Zemli ne vidno Velicheznij rozmir gir svidchit pro te sho voni skladayutsya zdebilshogo z silikatnih porid a ne z sirki Popri znachnij vulkanizm sho viznachaye zovnishnist Io pohodzhennya majzhe vsih yiyi gir ne vulkanichne Bilshist z nih utvoryuyetsya v rezultati napruzhen stiskannya v litosferi yaki pidnimayut i chasto nahilyayut shmatki kori Io nasuvayuchi yih odin na odnogo Tisk sho vede do utvorennya gir rezultat bezperervnogo osidannya vulkanichnih materialiv Globalnij rozpodil gir po poverhni Io sudyachi z usogo protilezhnij rozpodilu vulkanichnih struktur v oblastyah z najmenshoyu kilkistyu vulkaniv bagato inshih gir i navpaki Ce vkazuye na nayavnist v atmosferi Io velikih oblastej v deyakih z yakih vidbuvayetsya stisnennya sho formuye gori a v inshomu rozshirennya spriyatlive dlya utvorennya pater Odnak v okremih oblastyah gori i panteri roztashovani blizko odin vid odnogo Ce mozhna poyasniti tim sho magma chasto dosyagaye poverhni cherez rozlomi utvoreni pid chas formuvannya gir Gori Io yak i vzagali geologichni strukturi sho pidnosyatsya nad rivninami mayut rizni formi Najposhirenisha sered nih plato Voni nagaduyut veliki stolovi gori z plaskoyu vershinoyu z nerivnoyu poverhneyu Inshi gori mabut nahileni bloki kori Io z pologim shilom utvorenim z plaskoyi poverhni i krutim obrivom de na poverhnyu vihodyat shari yaki ranishe zalyagali gliboko U oboh tipiv gir chasto zustrichayutsya kruti eskarpi uzdovzh odnogo abo dekilkoh krayiv Lishe deyaki gori na Io mayut vulkanichne pohodzhennya Voni nagaduyut malenki shitovi vulkani z krutimi shilami 6 7 poblizu yih nevelikoyi kalderi i bilsh pologimi shilami po krayah Vulkanichni gori neveliki i dosyagayut u serednomu lishe 1 2 kilometri zavvishki i 40 60 kilometriv zavshirshki Morfologiya deyakih inshih struktur de z centralnoyi pateri vihodyat tonki potoki yak u pater Ra svidchit pro te sho ce tezh shitovi vulkani ale z duzhe pologimi shilami Sudyachi z usogo praktichno vsi gori na Io perebuvayut na deyakij stadiyi rujnuvannya Bilya yihnih pidnizh poshireni veliki zsuvi Napevne osipannya osnovnij faktor rujnuvannya gir Dlya stolovih gir i plato Io zvichajni zubchasti krayi yaki vihodyat cherez vivitryuvannya dioksidu sirki sho stvoryuye slabki miscya uzdovzh krayu gir Atmosfera Polyarne syajvo u verhnih sharah atmosferi Io Riznimi kolorami svityatsya rizni komponenti atmosferi Zobrazhennya zroblene pid chas zatemnennya na Io Io maye duzhe tonku atmosferu sho skladayetsya perevazhno z dioksidu sirki SO2 z neznachnim vmistom monoksidu sirki SO hloridu natriyu NaCl i atomarnih sirki i kisnyu Shilnist i temperatura atmosferi istotno zalezhat vid chasu dobi shiroti vulkanichnoyi aktivnosti i kilkosti poverhnevogo ineyu Maksimalnij atmosfernij tisk na Io kolivayetsya vid 0 33 10 4 do 3 10 4 Pa abo vid 0 3 do 3 nbar Vono sposterigayetsya na protiyupiterianskij pivkuli Io j uzdovzh ekvatora a inodi sposterigayetsya na pochatku drugoyi polovini dnya koli temperatura poverhni dosyagaye maksimumu Buli pomicheni j piki tisku u vulkanichnih shlejfah de vin stanoviv 5 10 4 40 10 4 Pa 5 40 nbar Najnizhchij atmosfernij tisk sposterigayetsya na nichnij storoni suputnika de vin padaye do velichin 0 1 10 7 1 10 7 Pa 0 0001 0 001 nbar Temperatura atmosferi Io kolivayetsya v mezhah vid temperaturi poverhni na malih visotah de gazopodibnij dioksid sirki perebuvaye v rivnovazi z ineyem do 1800 K na velikih visotah de nizka shilnist umozhlivlyuye nagriv vid zaryadzhenih chastinok u plazmovomu tori Io i dzhoulevij nagriv vid strumovoyi trubki Io Nizkij tisk obmezhuye vpliv atmosferi na poverhnyu za vinyatkom timchasovogo pererozpodilu dioksidu sirki mizh bagatimi i bidnimi na inej oblastyami i rozshirennya rozmiriv oblastej opadiv vulkanichnih shlejfiv koli vulkanichni vikidi padayut u shilnishu dennu atmosferu Tonka atmosfera Io takozh pokazuye sho bud yaki zondi yaki budut sidati na Io ne potrebuvatimut aerodinamichnoyi obolonki z teplovim ekranom ale zate yih potribno osnashuvati retro raketami shob upovilniti i zupiniti aparat dlya m yakshoyi posadki Mala tovshina atmosferi vimagaye j velikoyi stijkosti aparatu do radiaciyi Gaz iz atmosferi Io zganyayetsya v magnitosferu Yupitera viparovuyuchis abo v nejtralnu hmaru sho otochuye Io abo v plazmovij tor kilce ionizovanih chastinok yakij perebuvaye na orbiti Io ale obertayetsya spilno z magnitosferoyu Yupitera Za dopomogoyu cogo procesu kozhnoyi sekundi z atmosferi Io vidalyayetsya blizko tonni gazu i otzhe vona povinna popovnyuvatisya z tiyeyu zh shvidkistyu Osnovne dzherelo SO2 vulkanichni vikidi Voni zakachuyut v atmosferu Io v serednomu 10 tonn dioksidu sirki na sekundu ale bilsha chastina cih vikidiv vipadaye nazad na poverhnyu Atmosfernij oksid sirki perebuvaye v gazopodibnomu viglyadi zdebilshogo za rahunok nagrivu ineyu sonyachnim svitlom i jogo sublimaciyi Atmosfera na dennij storoni perevazhno zoseredzhena v mezhah 40 vid ekvatora de poverhnya najteplisha a vulkanichni vikidi najaktivnishi Isnuvannya atmosferi za rahunok sublimaciyi uzgodzhuyetsya z tim sho shilnist atmosferi maksimalna na protiyupiterianskij pivkuli Io de najbilshe ineyu SO2 i z tim sho cya shilnist zbilshuyetsya pri nablizhenni Io do Soncya Odnak pevnij vnesok v atmosferu roblyat i vulkanichni vikidi oskilki najvisha yiyi shilnist sposterigayetsya bilya zherl vulkaniv Oskilki tisk dioksidu sirki v atmosferi tisno pov yazanij z poverhnevoyu temperaturoyu atmosfera Io deyakoyu miroyu zishulyuyetsya vnochi abo koli suputnik perebuvaye v tini Yupitera Degradaciyu atmosferi pid chas zatemnennya istotno uskladnyuye utvorennya nad poverhneyu difuzijnogo sharu neskondensovanogo gazu monoksidu sirki ale vse zh atmosfernij tisk na nichnij storoni Io na dva chotiri poryadki menshij nizh u maksimumi vidrazu pislya poludnya Drugoryadni skladovi atmosferi Io taki yak NaCl SO O i S berutsya z vulkanichnih vikidiv abo vnaslidok fotolizu SO2 rozpadu viklikanogo sonyachnim ultrafioletovim viprominyuvannyam abo v procesi rujnuvannya poverhnevih vidkladen zaryadzhenimi chastinkami z magnitosferi Yupitera Na zobrazhennyah Io zroblenih visokochutlivimi kamerami pid chas zatemnennya suputnika vidno polyarni syajva Yak i na Zemli ci syajva viklikani radiaciyeyu yaka urazhuye atmosferu ale u vipadku Io zaryadzheni chastinki pribuvayut po liniyah magnitnogo polya Yupitera a ne vid sonyachnogo vitru Zazvichaj polyarni syajva sposterigayutsya bilya magnitnih polyusiv planet ale u Io voni najyaskravishi poblizu ekvatora Io ne maye vlasnogo magnitnogo polya tomu zaryadzheni chastinki yaki ruhayutsya vzdovzh magnitnogo polya Yupitera bezpereshkodno vplivayut na atmosferu suputnika Najyaskravishi polyarni syajva vinikayut poblizu ekvatora tam de liniyi magnitnogo polya paralelni do poverhni suputnika i otzhe peretinayut veliku tovshu gazu Polyarni syajva v cih oblastyah kolivayutsya v zalezhnosti vid zmin oriyentaciyi nahilenogo magnitnogo dipolya Yupitera Krim ekvatorialnih nayavni j inshi polyarni syajva tezh vidimi na zobrazhenni vishe chervone svichennya atomiv kisnyu vzdovzh limbu Io i zelene svichennya atomiv natriyu na jogo nichnij storoni Primitki Observatorio ARVAL Arhiv originalu za 20 veresnya 2011 Procitovano 28 veresnya 2007 Marius S 1614 The World of Jupiter discovered in the year 1609 by Means of a Belgian spy glass Arhiv originalu za 4 bereznya 2016 Procitovano 13 bereznya 2016 Marius S 1614 Mundus Iovialis anno M DC IX Detectus Ope Perspicilli Belgici Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 13 bereznya 2016 de vin pripisuye propoziciyu 2020 05 12 u Wayback Machine Kepleru Blue Jennifer 16 zhovtnya 2006 Categories for Naming Features on Planets and Satellites USGS Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 14 chervnya 2007 Blue Jennifer Io Nomenclature Table of Contents USGS Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 13 bereznya 2015 Blue Jennifer 9 listopada 2009 Planet and Satellite Names and Discoverers USGS Arhiv originalu za 25 chervnya 2013 Procitovano 2 grudnya 2018 Cruikshank D P and Nelson R M 2007 A history of the exploration of Io U Lopes R M C and Spencer J R red Io after Galileo Springer Praxis s 5 33 ISBN 3 540 34681 3 Van Helden Albert 14 The Galileo Project Science Simon Marius Rice University Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 7 sichnya 2010 Baalke Ron Discovery of the Galilean Satellites Jet Propulsion Laboratory Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 7 sichnya 2010 O Connor J J Robertson E F February 1997 Longitude and the Academie Royale University of St Andrews Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 14 chervnya 2007 Barnard E E 1894 On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 54 3 134 136 Bibcode 1894MNRAS 54 134B Dobbins T and Sheehan W 2004 The Story of Jupiter s Egg Moons Sky amp Telescope 107 1 114 120 Barnard E E 1891 Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12 inch Equatorial of the Lick Observatory Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 51 9 543 556 Bibcode 1891MNRAS 51 543B Minton R B 1973 The Red Polar Caps of Io Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 10 35 39 Bibcode 1973CoLPL 10 35M Lee T 1972 Spectral Albedos of the Galilean Satellites Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 9 3 179 180 Bibcode 1972CoLPL 9 179L Fanale F P et al 1974 Io A Surface Evaporite Deposit Science 186 4167 922 925 Bibcode 1974Sci 186 922F doi 10 1126 science 186 4167 922 PMID 17730914 Bigg E K 1964 Influence of the Satellite Io on Jupiter s Decametric Emission Nature 203 4949 1008 1010 Bibcode 1964Natur 203 1008B doi 10 1038 2031008a0 Silkin 1982 s 54 Bartholdi P Owen F 1972 The Occultation of Beta Scorpii by Jupiter and Io II Io Astronomical Journal 77 60 65 Bibcode 1972AJ 77 60B O Leary Brian Van Flandern Thomas C 1972 Io s Triaxial Figure Icarus 17 1 209 215 Bibcode 1972Icar 17 209O doi 10 1016 0019 1035 72 90057 7 Fimmel R O et al 1977 First into the Outer Solar System Pioneer Odyssey NASA Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 5 chervnya 2007 Anderson J D et al 1974 Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10 Science 183 4122 322 323 Bibcode 1974Sci 183 322A doi 10 1126 science 183 4122 322 PMID 17821098 Pioneer 11 Images of Io Galileo Home Page Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 21 kvitnya 2007 Voyager Mission Description The Planetary Rings Node Planetary Data System NASA angl Institut SETI 19 lyutogo 1997 Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 19 kvitnya 2014 Smith B A et al 1979 The Jupiter system through the eyes of Voyager 1 Science 204 4396 951 972 Bibcode 1979Sci 204 951S doi 10 1126 science 204 4396 951 PMID 17800430 Morabito L A et al 1979 Discovery of currently active extraterrestrial volcanism Science 204 4396 972 Bibcode 1979Sci 204 972M doi 10 1126 science 204 4396 972 PMID 17800432 Strom R G et al 1979 Volcanic eruption plumes on Io Nature 280 5725 733 736 Bibcode 1979Natur 280 733S doi 10 1038 280733a0 Peale S J et al 1979 Melting of Io by Tidal Dissipation Science 203 4383 892 894 Bibcode 1979Sci 203 892P doi 10 1126 science 203 4383 892 PMID 17771724 Soderblom L A et al 1980 Spectrophotometry of Io Preliminary Voyager 1 results Geophys Res Lett 7 11 963 966 Bibcode 1980GeoRL 7 963S doi 10 1029 GL007i011p00963 Pearl J C et al 1979 Identification of gaseous SO2 and new upper limits for other gases on Io Nature 288 5725 757 758 Bibcode 1979Natur 280 755P doi 10 1038 280755a0 Broadfoot A L et al 1979 Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter Science 204 4396 979 982 Bibcode 1979Sci 204 979B doi 10 1126 science 204 4396 979 PMID 17800434 Strom R G Schneider N M 1982 Volcanic eruptions on Io U Morrison D red Satellites of Jupiter University of Arizona Press s 598 633 ISBN 0 8165 0762 7 Anderson J D et al 1996 Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io Science 272 5262 709 712 Bibcode 1996Sci 272 709A doi 10 1126 science 272 5262 709 PMID 8662566 McEwen A S et al 1998 High temperature silicate volcanism on Jupiter s moon Io Science 281 5373 87 90 Bibcode 1998Sci 281 87M doi 10 1126 science 281 5373 87 PMID 9651251 Perry J ta in 2007 A Summary of the Galileo mission and its observations of Io U Lopes R M C and Spencer J R red Io after Galileo Springer Praxis s 35 59 ISBN 3 540 34681 3 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite book title Shablon Cite book cite book a Yavne vikoristannya ta in u first dovidka Porco C C et al 2003 Cassini imaging of Jupiter s atmosphere satellites and rings Science 299 5612 1541 1547 Bibcode 2003Sci 299 1541P doi 10 1126 science 1079462 PMID 12624258 Holshevnikov Kostyantin Vladislavovich Chomu planeti zemnoyi grupi ne mayut kilec Sorosovskij zhurnal Arhiv originalu za 23 serpnya 2011 Procitovano 29 grudnya 2010 ros Marchis F et al 2005 Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 mm Icarus 176 1 96 122 Bibcode 2005Icar 176 96M doi 10 1016 j icarus 2004 12 014 Spencer John 23 lyutogo 2007 Here We Go Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 3 chervnya 2007 Spencer J R et al 2007 Io Volcanism Seen by New Horizons A Major Eruption of the Tvashtar Volcano Science 318 5848 240 243 Bibcode 2007Sci 318 240S doi 10 1126 science 1147621 PMID 17932290 NASA zapustilo mizhplanetnu stanciyu do Yupitera 10 serpnya 2011 u Wayback Machine ros Joint Jupiter Science Definition Team NASA ESA Study Team 16 sichnya 2009 Europa Jupiter System Mission Joint Summary Report PDF NASA ESA Arhiv originalu PDF za 25 serpnya 2011 Procitovano 21 sichnya 2009 Cosmic Vision 2015 2025 Proposals ESA 21 lipnya 2007 Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 20 lyutogo 2009 McEwen A S the IVO Team 2008 PDF Io Workshop 2008 Arhiv originalu PDF za 26 bereznya 2009 Procitovano 14 bereznya 2016 Lopes R M C D A Williams 2005 Io after Galileo 68 2 303 340 Bibcode 2005RPPh 68 303L doi 10 1088 0034 4885 68 2 R02 Spencer J John Spencer s Astronomical Visualizations Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 25 travnya 2007 Schneider N M Bagenal F 2007 Io s neutral clouds plasma torus and magnetospheric interactions U Lopes R M C and Spencer J R red Io after Galileo Springer Praxis s 265 286 ISBN 3 540 34681 3 Postberg F et al 2006 Composition of jovian dust stream particles Icarus 183 1 122 134 Bibcode 2006Icar 183 122P doi 10 1016 j icarus 2006 02 001 Burger M H et al 1999 Galileo s close up view of Io sodium jet Geophys Res Let 26 22 3333 3336 Bibcode 1999GeoRL 26 3333B doi 10 1029 1999GL003654 Krimigis S M et al 2002 A nebula of gases from Io surrounding Jupiter Nature 415 6875 994 996 doi 10 1038 415994a PMID 11875559 Medillo M et al 2004 Io s volcanic control of Jupiter s extended neutral clouds Icarus 170 2 430 442 Bibcode 2004Icar 170 430M doi 10 1016 j icarus 2004 03 009 Grun E et al 1993 Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft Nature 362 6419 428 430 Bibcode 1993Natur 362 428G doi 10 1038 362428a0 Zook H A et al 1996 Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories Science 274 5292 1501 1503 Bibcode 1996Sci 274 1501Z doi 10 1126 science 274 5292 1501 PMID 8929405 Grun E et al 1996 Dust Measurements During Galileo s Approach to Jupiter and Io Encounter Science 274 5286 399 401 Bibcode 1996Sci 274 399G doi 10 1126 science 274 5286 399 Kerr R A 2010 Magnetics Point to Magma Ocean at Io Science 327 5964 408 409 doi 10 1126 science 327 5964 408 b PMID 20093451 Schubert J ta in 2004 Interior composition structure and dynamics of the Galilean satellites U F Bagenal ta in red Jupiter The Planet Satellites and Magnetosphere Cambridge University Press s 281 306 ISBN 978 0 521 81808 7 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite book title Shablon Cite book cite book a Yavne vikoristannya ta in u editor dovidka Yavne vikoristannya ta in u first dovidka Anderson J D et al 2001 Io s gravity field and interior structure J Geophys Res 106 E12 32963 32969 Bibcode 2001JGR 10632963A doi 10 1029 2000JE001367 Kivelson M G et al 2001 Magnetized or Unmagnetized Ambiguity persists following Galileo s encounters with Io in 1999 and 2000 J Geophys Res 106 A11 26121 26135 Bibcode 2001JGR 10626121K doi 10 1029 2000JA002510 Sohl F et al 2002 Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites Icarus 157 1 104 119 Bibcode 2002Icar 157 104S doi 10 1006 icar 2002 6828 Kuskov O L V A Kronrod 2001 Core sizes and internal structure of the Earth s and Jupiter s satellites Icarus 151 2 204 227 Bibcode 2001Icar 151 204K doi 10 1006 icar 2001 6611 Moore W B ta in 2007 The Interior of Io U R M C Lopes and J R Spencer red Io after Galileo Springer Praxis s 89 108 ISBN 3 540 34681 3 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite book title Shablon Cite book cite book a Yavne vikoristannya ta in u first dovidka Science Daily 12 travnya 2011 Arhiv originalu za 7 bereznya 2016 Procitovano 14 bereznya 2016 Perry J 21 sichnya 2010 Science Io s Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean The Gish Bar Times Arhiv originalu za 4 lyutogo 2012 Procitovano 22 sichnya 2010 Jaeger W L et al 2003 Orogenic tectonism on Io J Geophys Res 108 E8 12 1 Bibcode 2003JGRE 108 5093J doi 10 1029 2002JE001946 Sonyachna sistema Vulkanizm na tilah Sonyachnoyi sistemi Sorosivska Enciklopediya Glosarij Astronet ru Arhiv originalu za 4 lyutogo 2012 Procitovano 15 bereznya 2016 ros Yoder C F et al 1979 How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks Nature 279 5716 767 770 Bibcode 1979Natur 279 767Y doi 10 1038 279767a0 Rosaly MC Lopes 2006 Io The Volcanic Moon U Lucy Ann McFadden Paul R Weissman Torrence V Johnson red Encyclopedia of the Solar System Academic Press s 419 431 ISBN 978 0 12 088589 3 Britt Robert Roy 16 bereznya 2000 Pizza Pie in the Sky Understanding Io s Riot of Color originalu za 15 grudnya 2000 Procitovano 25 lipnya 2007 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite news title Shablon Cite news cite news a Vkazano bilsh nizh odin deadlink ta deadurl dovidka Leonid Popov 20 03 2012 Naukovci sklali pershu povnu geologichnu mapu Io Arhiv originalu za 30 05 2012 Procitovano 15 03 2016 ros Carlson R W ta in 2007 Io s surface composition U Lopes R M C and Spencer J R red Io after Galileo Springer Praxis s 194 229 ISBN 3 540 34681 3 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite book title Shablon Cite book cite book a Yavne vikoristannya ta in u first dovidka Spencer J et al 2000 Discovery of Gaseous S2 in Io s Pele Plume Science 288 5469 1208 1210 Bibcode 2000Sci 288 1208S doi 10 1126 science 288 5469 1208 PMID 10817990 Doute S et al 2004 Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS Icarus 169 1 175 196 Bibcode 2004Icar 169 175D doi 10 1016 j icarus 2004 02 001 Na suputniku Yupitera znajshli 266 aktivnih vulkaniv jmovirno ob yednanih globalnim okeanom magmi Avtor Anatolij Shevchenko 14 11 2023 Vcheni viyavili na suputniku Yupitera novij tip potuzhnih viverzhen PSI s Io Input Output observatory discovers large volcanic outburst on Jupiter s moon Io Jan 3 2023 Na suputniku Yupitera zafiksuvali viverzhennya vulkaniv 15 01 2023 13 00 Schenk P ta in 2001 The Mountains of Io Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo Journal of Geophysical Research 106 E12 33201 33222 Bibcode 2001JGR 10633201S doi 10 1029 2000JE001408 Clow G D Carr M H 1980 Stability of sulfur slopes on Io Icarus 44 2 268 279 Bibcode 1980Icar 44 268C doi 10 1016 0019 1035 80 90022 6 Schenk P M Bulmer M H 1998 Origin of mountains on Io by thrust faulting and large scale mass movements Science 279 5356 1514 1517 Bibcode 1998Sci 279 1514S doi 10 1126 science 279 5356 1514 PMID 9488645 McKinnon W B et al 2001 Chaos on Io A model for formation of mountain blocks by crustal heating melting and tilting Geology 29 2 103 106 Bibcode 2001Geo 29 103M doi 10 1130 0091 7613 2001 029 lt 0103 COIAMF gt 2 0 CO 2 Tackley P J 2001 Convection in Io s asthenosphere Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows J Geophys Res 106 E12 32971 32981 Bibcode 2001JGR 10632971T doi 10 1029 2000JE001411 Radebaugh D ta in 2001 Paterae on Io A new type of volcanic caldera J Geophys Res 106 E12 33005 33020 Bibcode 2001JGR 10633005R doi 10 1029 2000JE001406 Schenk P M et al 2004 Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io Icarus 169 1 98 110 Bibcode 2004Icar 169 98S doi 10 1016 j icarus 2004 01 015 Moore J M et al 2001 Landform degradation and slope processes on Io The Galileo view J Geophys Res 106 E12 33223 33240 Bibcode 2001JGR 10633223M doi 10 1029 2000JE001375 Lellouch E ta in 2007 Io s atmosphere U Lopes R M C and Spencer J R red Io after Galileo Springer Praxis s 231 264 ISBN 3 540 34681 3 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite book title Shablon Cite book cite book a Yavne vikoristannya ta in u first dovidka Walker A C et al 2010 A Comprehensive Numerical Simulation of Io s Sublimation Driven Atmosphere Icarus in press 1 409 Bibcode 2010Icar 207 409W doi 10 1016 j icarus 2010 01 012 Spencer A C et al 2005 Mid infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io s SO2 atmosphere Icarus 176 2 283 304 Bibcode 2005Icar 176 283S doi 10 1016 j icarus 2005 01 019 Geissler P E Goldstein D B 2007 Plumes and their deposits U Lopes R M C and Spencer J R red Io after Galileo Springer Praxis s 163 192 ISBN 3 540 34681 3 Moullet A et al 2010 Simultaneous mapping of SO2 SO NaCl in Io s atmosphere with the Submillimeter Array Icarus in press 1 353 Bibcode 2010Icar 208 353M doi 10 1016 j icarus 2010 02 009 Feaga L M et al 2009 Io s dayside SO2 atmosphere Icarus 201 2 570 584 Bibcode 2009Icar 201 570F doi 10 1016 j icarus 2009 01 029 Spencer John 8 chervnya 2009 Aloha Io The Planetary Society Blog The Planetary Society Arhiv originalu za 4 lyutogo 2012 Procitovano 7 bereznya 2010 Moore C H et al 2009 1 D DSMC simulation of Io s atmospheric collapse and reformation during and after eclipse Icarus 201 2 585 597 Bibcode 2009Icar 201 585M doi 10 1016 j icarus 2009 01 006 Geissler P E et al 1999 Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io Science 285 5429 870 874 Bibcode 1999Sci 285 870G doi 10 1126 science 285 5429 870 PMID 10436151 Retherford K D et al 2000 Io s Equatorial Spots Morphology of Neutral UV Emissions J Geophys Res 105 A12 27 157 27 165 Bibcode 2000JGR 10527157R doi 10 1029 2000JA002500 Geissler P E McEwen A S Ip W Belton M J S Johnson T V ta in August 1999 Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io Science 285 5429 870 874 Bibcode 1999Sci 285 870G doi 10 1126 science 285 5429 870 PMID 10436151 LiteraturaKravchuk P A Rekordy prirody Lyubeshov Erudit 1993 216 s ISBN 5 7707 2044 1 ros Mala girnicha enciklopediya u 3 t za red V S Bileckogo D Donbas 2004 T 1 A K 640 s ISBN 966 7804 14 3 PosilannyaVikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Category Io Osadcha Yana 6 bereznya 2023 Nagaduye picu korabel NASA zrobiv chitke foto suputnika Yupitera Ukrayinska pravda Procitovano 7 bereznya 2023 ros

Дата публікації:
Топ