Io (satelliitti)

Ja noin
Satelliitti

Kuva Iosta Galileo - avaruusaluksella vuonna 1999. Kellertävä väri osoittaa korkeaa rikkipitoisuutta. Tumma täplä keskustan vasemmalla puolella on purkautuva Prometheus-tulivuori, jota ympäröivät kirkkaat rikkioksidin peittämät tasangot
Muut nimet Jupiter I
Avaaminen
Löytäjä Galileo Galilei
avauspäivämäärä 8. tammikuuta 1610 [1]
Orbitaaliset ominaisuudet
Perihelion 420 000 km
Aphelion 423 400 km
Periovy 420 000 km [1]
Apoiovy 423 400 km [k 2]
Pääakseli  ( a ) 421 800 km
Keskimääräinen kiertoradan säde  ( r ) 421 700 km
Orbitaalin epäkeskisyys  ( e ) 0,0041
sideerinen ajanjakso 1,769137786 d (1 pv 18 h 28 min)
Kiertonopeus  ( v ) 17,334 km/s
Kaltevuus  ( i ) 2,21° (ekliptiikkaan)
0,05° (Jupiterin päiväntasaajaan)
Kenen satelliitti Jupiter
fyysiset ominaisuudet
Mitat 3660,0 × 3637,4 × 3630,6 km [2]
Keskisäde 1 821,3 km (0,286 maapalloa) [2]
Pinta-ala ( S ) 41 910 000 km2 [ -3]
Volyymi ( V ) 2,53⋅10 10  km 3 [-4]
Massa ( m ) 8,9319⋅10 22  kg
Keskimääräinen tiheys  ( ρ ) 3,528 g/ cm3
Painovoiman kiihtyvyys päiväntasaajalla ( g ) 1,796 m/s 2 (0,183 g ) [5:een]
Ensimmäinen pakonopeus  ( v 1 ) 1,809 km/s
Toinen pakonopeus  ( v 2 ) 2,558 km/s [k 6]
Päiväntasaajan pyörimisnopeus 271 km/h
Kiertojakso  ( T ) synkronoitu (käännetty toiselta puolelta Jupiteriin)
Akselin kallistus tuntematon
Albedo 0,63 ± 0,02 [3]
Näennäinen suuruus 5.02 ( vastustus ) [4]
Lämpötila
 
min. keskim. Max.
pinnallinen
90 000  _ 110K 130 000 [5]
Tunnelma
Ilmakehän paine jäljittää
Yhdiste: 90 %  rikkidioksidia
 Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa
Tietoja Wikidatasta  ?

Ió [to 7] ( muinaiseksi kreikaksi Ἰώ ) on Jupiterin satelliitti , joka on lähimpänä planeettaa neljästä Galilean satelliitista . Nimetty mytologisen Ion  - Heran papin ja Zeuksen rakkaan - kunniaksi . Sen halkaisija on 3642 km, mikä tekee siitä aurinkokunnan neljänneksi suurimman satelliitin .

Tämä satelliitti on aurinkokunnan geologisesti aktiivisin kappale, sillä siinä on yli 400 aktiivista tulivuorta [9] [10] . Tällainen aktiivisuus johtuu satelliitin sisäpuolen ajoittain lämpenemisestä kitkan seurauksena, mikä johtuu todennäköisimmin Jupiterin , Europan ja Ganymeden vuoroveden gravitaatiovaikutuksista . Joillakin tulivuorilla rikki- ja rikkidioksidipäästöt ovat niin voimakkaita, että ne nousevat 500 kilometrin korkeuteen. Ion pinnalla näkyy yli sata vuorta, jotka ovat kasvaneet puristuksen seurauksena satelliitin silikaattikuoren juurella . Jotkut näistä huipuista ovat korkeampia kuin Chomolungma [11]  - esimerkiksi Mount South Boosavla on kaksi kertaa korkeampi. Toisin kuin useimmat ulomman aurinkokunnan kuut (jotka ovat enimmäkseen vesijäätä ), Io koostuu pääasiassa silikaattikivistä, jotka ympäröivät sulaa rautaa tai rautasulfidia. Suurin osa Ion pinnasta on rikin tai jäätyneen rikkidioksidin peittämien tasangoiden peitossa.

Vulkanismi antaa Ion pinnalle ainutlaatuisia piirteitä. Vulkaaninen tuhka ja laavavirrat vaihtavat jatkuvasti pintaa ja maalaavat sen keltaisen, valkoisen, punaisen, mustan ja vihreän eri sävyillä (johtuen suurelta osin allotroopeista ja rikkiyhdisteistä). Ion laavavirrat saavuttavat 500 kilometrin pituisen. Tulivuoren purkaukset luovat Ion ohuen, epähomogeenisen ilmakehän ja plasmavirrat Jupiterin magnetosfäärissä, mukaan lukien valtavan plasmatoruksen sen ympärillä.

Iolla oli merkittävä rooli tähtitieteen kehityksessä 1600-1700-luvuilla. Galileo Galilei löysi sen yhdessä muiden Galilean satelliittien kanssa vuonna 1610. Tämä löytö myötävaikutti aurinkokunnan kopernikaanisen mallin hyväksymiseen, Keplerin planeettojen liikelakien kehittämiseen ja ensimmäiseen valonnopeuden mittaukseen . Ioa havaittiin vain kirkkaana pisteenä 1800-luvun lopulle ja 1900-luvun alkupuolelle saakka, jolloin sen pinnan suurimmat yksityiskohdat - tummanpunaiset napa- ja kirkkaat päiväntasaajan alueet - tulivat mahdolliseksi nähdä. Vuonna 1979 kaksi Voyager -avaruusalusta esitteli Ion maailmalle geologisesti aktiivisena kuuna, jossa on lukuisia tulivuoria, suuria vuoria ja suhteellisen nuori pinta ilman havaittavia törmäyskraattereita. Galileo-avaruusalus teki useita läheisiä ohituksia 1990-luvulla ja 2000-luvun alussa saadakseen tietoa Ion pinnan sisäisestä rakenteesta ja koostumuksesta. Nämä avaruusalukset löysivät myös yhteyksiä kuun ja Jupiterin magnetosfäärin ja säteilyvyöhykkeen välillä Ion kiertoradalla. Ion pinnalla oleva henkilö saisi absorboituneen säteilyannoksen noin 3600 rad (36 Gy ) päivässä [12] .

Ioa havaitsivat myöhemmin Cassini-Huygens- avaruusalukset vuonna 2000 ja New Horizons -avaruusasema vuonna 2007 sekä tekniikan kehityksen ansiosta maanpäälliset teleskoopit ja Hubble-avaruusteleskooppi.

Nimikkeistö

Vaikka Simon Mariusta ei tunnustettu Galilean satelliittien löytäjäksi, niille annetut nimet hyväksyttiin. Vuonna 1614 ilmestyi hänen julkaisunsa Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici , jossa hän ehdotti nimiä lähimmille Jupiterin satelliiteille, mukaan lukien "Mercury Jupiterian" tai ensimmäinen "Jupiterian planeetoista" [13] . Hän kannatti Johannes Keplerin vuonna 1613 tehtyä ehdotusta nimetä tämän planeetan satelliitit rakastetun Zeuksen tai hänen roomalaisen vastineen mukaan . Suurimman sisäkuista, Ion, hän nimesi Ion mukaan kreikkalaisesta mytologiasta [13] [14] . Sitten Marin ehdottamat nimet unohdettiin ja ne poistuivat käytöstä 1900-luvun puoliväliin saakka. Aiemmassa kirjallisuudessa Ioon viitataan sen planeettayhteydellä, johon on lisätty roomalainen numero, kuten " Jupiter I " tai yksinkertaisesti "Jupiterin ensimmäinen kuu".

Ion reliefin yksityiskohdat on nimetty Ion myytin henkilöiden ja paikkojen mukaan, tulen, tulivuoren, auringon ja ukkonen jumalien mukaan erilaisista myytteistä sekä Danten Infernon hahmoista ja paikoista , jotka sopivat pintaan. vulkaanista luontoa. [15] Sen jälkeen kun Voyager 1 tutki Ion pintaa riittävän yksityiskohtaisesti, 225 tulivuorta, vuoria, tasankoja ja korkean albedon alueita on nimetty. Nimetyt kohokuvion yksityiskohdat ovat tyyppejä: patera ( latinaksi patera ) on epäsäännöllisen muotoinen tulivuoren kraatteri, virtaus ( fluctus ) on laavavirtaus, laakso ( vallis ) on laavakanava, purkautuva keskus  on alue, jossa ensimmäiset merkit näkyvät. purkauksesta ovat näkyvissä vuori ( mons ), pöytävuori ( mensa ), kupoli ( tholus ), tasango ( planum ) , alue ( regio ) [15] . Esimerkkejä nimetyistä rakenteista ovat Panin pöytävuori, Tvashtara patera ja Colchisin alue [16] .  

Havainnot

Ensimmäisen Ion havainnon teki Galileo Galilei 7. tammikuuta 1610. Hän pystyi näkemään sen Padovan yliopistossa suunnittelemallaan refraktorilla 20- kertaisella suurennuksella. Ensimmäisellä havainnolla hän ei kuitenkaan pystynyt erottamaan Ioa Jupiterin toisesta kuusta, Europasta  , ja merkitsi niitä yhdeksi esineeksi. Mutta heti seuraavana päivänä - 8. tammikuuta 1610 - hän näki ne erikseen ( IAU tunnustaa tämän päivämäärän Ion löytämispäivämääräksi) [1] . Galileo julkaisi Ion ja muiden Galilean satelliittien löydön Sidereus Nuncius -kirjassa maaliskuussa 1610 [17] . Simon Marius väitti vuonna 1614 julkaistussa teoksessaan Mundus Jovialis tarkkaileneensa Ioa ja muita Jupiterin kuita jo vuonna 1609, viikkoa ennen kuin Galileo löysi ne. Hän ilmaisi epäilynsä näiden väitteiden aitoudesta ja hylkäsi Mariuksen lausunnon plagiointina. Mutta ensimmäinen kirjattu Mariuksen havainto on päivätty 29. joulukuuta 1609 Juliaanisen kalenterin mukaan, mikä vastaa 8. tammikuuta 1610 Galileon käyttämän gregoriaanisen kalenterin mukaan [18] . Koska Galileo oli ensimmäinen, joka julkaisi teoksen, hänen ansiotaan on löytö [19] .

Kahden seuraavan vuosisadan aikana Iosta ei voitu havaita mitään yksityiskohtia: se havaittiin vain viidennen magnitudin valopisteenä . 1600-luvulla Ioa ja muita Galilean satelliitteja käytettiin eri tarkoituksiin: niiden avulla merimiehet määrittelivät pituusasteet [20] , testasivat Keplerin kolmatta planeettojen liikkeen lakia ja määrittelivät myös ajan, jonka valo kului Jupiterin välisen etäisyyden kulkemiseen. ja Maa [17] . Pierre-Simon Laplace loi tähtitieteilijöiden, kuten Giovanni Cassinin , saamien efemeridien perusteella matemaattisen teorian, joka selittää Ion, Europan ja Ganymeden kiertoradan resonanssit [17] . Näillä resonansseilla havaittiin myöhemmin olevan syvällinen vaikutus näiden kolmen satelliitin geologiaan.

1800-luvun lopulla ja 1900-luvun alussa teleskooppitekniikka parani ja paremman resoluution teleskooppeja syntyi . Tämän ansiosta tähtitieteilijät näkivät suuria piirteitä Ion pinnalla. 1890-luvulla Edward Barnard oli ensimmäinen tähtitieteilijä, joka näki kirkkauserot Ion päiväntasaajan ja napa-alueiden välillä ja arvasi oikein, että ne johtuivat näiden alueiden väri- ja albedon eroista, eivät siitä, että Io oli soikea (kuten ehdotettiin tähtitieteilijä William Pickering ) tai koska päiväntasaajan ja napa-alueet ovat kaksi erillistä kokonaisuutta (kuten Barnard alun perin ehdotti) [21] [22] [23] . Uudemmat teleskooppihavainnot Ion pinnasta ovat vahvistaneet eron punaruskean napa-alueen ja kelta-valkoisen ekvatoriaalisen alueen välillä [24] .

Ion teleskooppiset havainnot 1900-luvun puolivälissä alkoivat viitata sen äärimmäiseen geologiseen aktiivisuuteen. Spektrografiset havainnot ovat osoittaneet, että Ion pinnalla ei todennäköisesti ole vesijäätä (setä löytyi runsaasti muista Galilean satelliiteista) [25] . Samat havainnot osoittavat, että natrium- ja rikkisuolat ovat vallitsevia satelliitin pinnalla [26] . Ion radioteleskooppiset havainnot osoittivat sen vaikutuksen Jupiterin magnetosfääriin , mistä on osoituksena dekametriaaltojen purskeet, jotka tapahtuivat satelliitin kiertoaikaa vastaavalla ajanjaksolla [27] .

Tieteelle tärkeä oli Ion peittäminen Beta Scorpii -tähdellä [28] 14. toukokuuta 1971 kello 2.00 UTC [29] , mikä oli erittäin harvinainen tapahtuma näin kirkkaalle tähdelle. Sen avulla vuonna 1972 saatiin erittäin hyvä arvio Io:n keskimääräisestä säteestä: 1818±5 km [30] .

"Pioneeri"

Ensimmäiset avaruusalukset, jotka lähestyivät Ioa, olivat kaksoisavaruusalukset Pioneer 10 ja Pioneer 11 , jotka lensivät sen lähellä 3. joulukuuta 1973 ja 2. joulukuuta 1974 [31] . Niiden radioseuranta mahdollisti Io:n massan selvittämisen. Nämä tiedot yhdessä sen kokotietojen kanssa osoittivat, että Io:lla on suurin tiheys Galilean satelliiteista ja se koostuu silikaattikivistä, ei vesijäästä [32] . Pioneerien avulla oli mahdollista havaita myös ohut kerros Ion ilmakehää ja voimakas säteilyvyö sen kiertoradan lähellä. Pioneer 11:n kamera antoi hyvän kuvan Ion pohjoisesta napa-alueesta [33] . Pioneer-10:n piti myös ottaa yksityiskohtaisia ​​kuvia, mutta nämä havainnot epäonnistuivat laitteiston virheellisen toiminnan vuoksi korkealla säteilyllä [31] .

Voyager

Kaksoisluotainten Voyager 1 ja Voyager 2 ohitukset Ion ohi vuonna 1979, niiden parannetun kuvantamisjärjestelmän ansiosta tuottivat paljon yksityiskohtaisempia kuvia kuusta. Voyager 1 ohitti satelliitin 5. maaliskuuta 1979 20 600 kilometrin etäisyydeltä [34] . Tämän ohilennon aikana otetut kuvat osoittivat outoa moniväristä maisemaa, jossa ei ollut törmäyskraattereita [35] . Korkearesoluutioisissa kuvissa näkyy suhteellisen nuori pinta, jossa on oudon muotoisia kuoppia, Chomolungman yläpuolella olevia vuoria ja laavavirtauksia muistuttavaa ainetta.

Pian Voyager 2:n ohilennon jälkeen Voyagerin navigointiinsinööri Linda Morabito huomasi yhdessä kuvissa pinnasta nousevan sumun [36] . Analysoitaessa kuvia Voyager 1:stä havaittiin yhdeksän tällaista täplää, mikä todistaa vulkaanisen toiminnan olemassaolon Io:lla [37] . Stan J. Peel, Patrick Cassin ja R. T. Reynolds ennustivat sen vähän ennen Voyager 1 -kuvia. Kirjoittajat laskivat, että Ion sisätilojen tulisi kokea merkittävää jaksoittaista kuumenemista Ion kiertoradan resonanssin vuoksi Ganymeden ja Europan kanssa [38] . Voyager 1:n tiedot osoittivat, että Ion pintaa hallitsevat rikki ja jäätynyt rikkioksidi . Ne hallitsevat myös Ion ilmakehän ohuessa kerroksessa ja sen kiertoradalle keskittyneessä plasmatoruksessa (mikä seuraa myös Voyager-havainnoista) [39] [40] [41] .

Voyager 2 ohitti 1 130 000 kilometriä Iosta 9. heinäkuuta 1979. Vaikka avaruusalus ei lähestynyt kuuta samalla tavalla kuin Voyager 1 , niiden kuvien vertailu paljasti useita pinnan muutoksia, jotka tapahtuivat neljän kuukauden aikana ohilentojen välillä. Lisäksi Ion havainnot Voyager 2:n siirtymisen jälkeen Jupiter-järjestelmästä osoittivat, että maaliskuussa havaituista yhdeksästä pillusta seitsemän oli aktiivisia heinäkuussa 1979, ja vain Pelen tulivuori vaikutti passiiviselta [42] .

"Galileo"

Galileo - avaruusalus saavutti Jupiterin vuonna 1995 (kuusi vuotta maasta laukaisun jälkeen). Sen tavoitteena oli jatkaa ja jalostaa Voyager-tutkimusta ja viime vuosien maanpäällisiä havaintoja. Ion sijainti yhdellä Jupiterin intensiivisimmistä säteilyvyöhykkeistä esti pitkien lähitutkimusten mahdollisuuden, mutta Galileo lensi melko lähellä Ioa ennen kuin pääsi kiertoradalle, joka tarvitsi päätehtävänsä tutkia Jupiter-järjestelmää yksityiskohtaisesti. Vaikka ainuttakaan kuvaa ei otettu tämän ohilennon aikana 7. joulukuuta 1995, se tuotti merkittäviä tuloksia: Ion rautaydin löydettiin, samanlainen kuin aurinkokunnan kiviplaneettojen ydin [43] .

Huolimatta lähikuvien puutteesta ja mekaanisista vioista, jotka rajoittivat suuresti vastaanotetun tiedon määrää, Galileo teki useita merkittäviä löytöjä päätehtävän aikana. Hän näki suuren Pillana Pateran purkauksen ja pystyi vahvistamaan, että tulivuoren ulostyönä koostui runsaasti magnesiumia sisältävästä silikaattimagmasta sekä emäksestä ja ultramafisesta koostumuksesta [44] . Io kuvattiin melkein jokaisessa Galileon vallankumouksessa sen päätehtävän aikana. Tämä mahdollisti monien aktiivisten tulivuorten näkemisen (magman ja tulivuoren pilvien lämpösäteilyn ansiosta), lukuisia vuoria, joilla oli erilainen morfologia, ja joitain pinnan muutoksia Voyagerin ja Galileon havaintojen välillä sekä aikavälissä Galileon vallankumousten välillä [45] . Galileon 35 :stä Jupiterin kiertoradalla 7 oli suunniteltu Io:n tutkimiseen (maksimilähestymismatka - 102 km, tapahtui 17. tammikuuta 2002).

Galileo-operaatiota jatkettiin kahdesti, vuosina 1997 ja 2000. Näiden laajennusten aikana avaruusalus lensi Ion ohi kolme kertaa vuoden 1999 lopulla ja vuoden 2000 alussa ja kolme kertaa vuoden 2001 lopulla ja vuoden 2002 alussa. Havainnot näiden ohikulkujen aikana osoittivat Ion tulivuorissa ja vuoristossa tapahtuvat geologiset prosessit, sulkivat pois magneettikentän olemassaolon ja osoittivat tulivuoren toiminnan laajuuden [45] . Joulukuussa 2000 Cassini - avaruusalus ohitti Jupiter-järjestelmän läheltä matkalla Saturnukseen ja teki havaintoja Galileon avulla. Sitten Tvashtar-poluilla löydettiin uusi tulva ja Ion [46] säteily ymmärrettiin paremmin . Lisäksi Cassini sai uutta tietoa Ion muodostamasta plasmatoruksesta herkän ultraviolettispektrometrin avulla . Thor koostuu ionisoiduista atomeista ja rikin molekyyleistä muiden aineiden seoksen kanssa. Toruksen pituuspiirileikkaus on muodoltaan ellipsi, jolla on vertailukelpoiset akselit [47] .

Myöhemmät havainnot

Galileo-tehtävän valmistuttua 21.9.2003 ja laitteiston palamisen jälkeen Jupiterin ilmakehässä Ion havaintoja tehtiin vain maanpäällisillä ja avaruusteleskoopeilla. Erityisesti voidaan erottaa Havaijin Keck - observatoriossa adaptiivisen optiikan avulla otetut kuvat ja Hubble-teleskoopin kuvat, joiden avulla tutkijat voivat seurata Iolla aktiivisia tulivuoria jopa ilman Jupiter-järjestelmän avaruusalusten apua [ 48] [49] .

New Horizons -avaruusalus, joka oli matkalla Plutoon ja Kuiper-vyöhykkeeseen , lensi Jupiter-järjestelmän, mukaan lukien Ion, ohi 28. helmikuuta 2007. Ohilennolla tehtiin monia kaukohavaintoja Iosta. Niiden joukossa on kuvia Tvashtaran suuresta tulvasta, joka yhdessä Pelen tulvan vuonna 1979 tehtyjen havaintojen kanssa mahdollisti ensimmäisten yksityiskohtaisten havaintojen tekemisen Ion suurimmasta tulivuoren tyypistä [50] . New Horizons -avaruusalus pystyi myös kuvaamaan Girru Pateran lähellä olevaa tulivuorta purkauksen alkuvaiheessa ja useissa tulivuorenpurkauksissa, jotka ovat tapahtuneet Galileo-tehtävän valmistumisen jälkeen [50] .

Tällä hetkellä suunnitellaan kahta Jupiter-järjestelmän tutkimista. NASA : n 5. elokuuta 2011 laukaisu Juno -avaruusalus [51] on rajallinen kuvausominaisuuksiltaan, mutta se voi seurata Ion vulkaanista aktiivisuutta JIRAM-lähi-infrapunaspektrometrillä. Avaruusalus saapui Jupiterin naparadalle 5.7.2016. Helmikuussa 2009 hyväksytty yhteinen ( NASA / ESA / Roskosmos ) avaruusohjelma " Europa Jupiter System Mission " on suunniteltu vuodelle 2020. Laukaisevien ajoneuvojen määrä vaihtelee kahdesta neljään: Jupiter Europa Orbiter (NASA), Jupiter Ganymede Orbiter (ESA) [52] , Jupiter Magnetospheric Orbiter (JAXA) ja Jupiter Europa Lander (Roskosmos ). Ion tutkiminen on vain Jupiter Europa Orbiterin asialistalla, joka lentää neljästi Iosta vuosina 2025 ja 2026 ennen kuin se lähtee kiertoradalle Europan ympäri . ESAn osallistuminen tähän tehtävään kilpailee edelleen rahoituksesta sen muista avaruushankkeista [53] . Näiden NASAn jo hyväksymien tehtävien lisäksi on ehdotettu useita muita erikoistuneempia tehtäviä. Yksi tehtävä, nimeltään Io Volcano Observer, olisi alkanut vuonna 2015 Discovery-luokan tehtävänä ja sisältäisi useita Ion ohituksia, mutta se on edelleen tehtävän konseptivaiheessa [54] .

Rata ja kierto

Ion kiertorata sijaitsee 421 700 kilometrin etäisyydellä Jupiterin keskustasta ja 350 000 kilometrin etäisyydellä sen ylemmästä pilvikerroksesta. Io on Jupiterin viides uloin kuu ja sisin Galilean kuista . Sen kiertorata sijaitsee Theben ja Euroopan välillä . Täydellinen vallankumous Jupiterin ympäri kestää 42,5 tuntia (riittävän nopea, jotta sen liike on havaittavissa yhden havaintoyön aikana). Io on 2:1 kiertoradalla resonanssissa Europan kanssa ja 4:1 Ganymeden kanssa , eli sillä on aikaa kääntyä Jupiterin ympäri 2 kertaa yhden Europan kierroksen aikana ja 4 kertaa yhden Ganymeden kierroksen aikana. Tämä resonanssi säilyttää Ion kiertoradan epäkeskisyyden (0,0041), joka on tärkein syy satelliitin merkittävään geoaktiivisuuteen (katso tarkempi selitys vuorovesilämpö-osiosta) [ 38] . Ilman tällaista resonanssia Ion kiertorata olisi pyöristynyt vuorovesikiihtyvyyden vuoksi , ja on todennäköistä, että satelliitti ei olisi ollut geologisesti yhtä aktiivinen.

Kuten muut Galilean satelliitit ja Maan Kuu, Io on synkroninen satelliitti : yksi sen pallonpuoliskoista on aina kohti Jupiteria. Tämä on Ion pituusasteiden määritysjärjestelmän perusta. Alkumeridiaani kulkee Jupiteriin päin olevan pisteen läpi. Satelliitin kiertoradan suuntaan suunnattua pallonpuoliskoa kutsutaan johtavaksi pallonpuoliskoksi ja vastakkaista pallonpuoliskoa orjaksi [55] .

Vuorovaikutus Jupiterin magnetosfäärin kanssa

Iolla on tärkeä rooli Jupiterin magneettikentän muokkaamisessa . Jupiterin magnetosfääri imee kaasuja ja pölyä Ion ohuesta ilmakehästä nopeudella 1 tonni sekunnissa [57] . Tämä aine koostuu pääasiassa ionisoidusta ja neutraalista rikistä, hapesta ja kloorista; atomi natrium ja kalium; molekyylinen rikkidioksidi ja rikki; sekä natriumkloridipöly [ 57] [58] . Ion tulivuoret heittävät ne ulos, pääsevät sen ilmakehään ja sitten Jupiterin magnetosfääriin ja joskus planeettojen väliseen avaruuteen. Kaikki tämä aine, riippuen sen koostumuksesta ja ionisaatioasteesta, päätyy Jupiterin magnetosfäärin erilaisiin neutraaleihin pilviin ja säteilyvyöhykkeisiin ja joskus jopa poistuu Jupiter-järjestelmästä.

Ioa ympäröi rikin, hapen, natriumin ja kaliumin atomipilvi. Se ulottuu etäisyydelle pinnastaan, joka on yhtä suuri kuin kuusi sen säteestä. Nämä hiukkaset tulevat satelliitin yläilmakehästä. He ovat innoissaan törmäyksistä plasmatoruksen hiukkasten kanssa ( kuten jäljempänä käsitellään) ja muista prosesseista Io 's Hill -pallossa , jossa sen painovoima hallitsee Jupiterin painovoimaa. Osa tästä aineesta poistuu ilmakehästä ja menee kiertoradalle Jupiterin ympäri. 20 tunnin kuluessa nämä hiukkaset poistuvat Io's Hill -pallolta ja muodostavat banaanin muotoisen neutraalin pilven, joka voi ulottua jopa 6 Jupiterin säteen päähän Iosta - joko Ion kiertoradan sisällä ja satelliitin edessä tai Ion kiertoradan ulkopuolella ja satelliitin takana [57 ] . Hiukkasia virittävät törmäykset myös syöttävät toisinaan elektroneja plasmatoruksen natriumioneille ja tuloksena syntyneet neutraalit atomit lentävät ulos toruksesta. Nämä hiukkaset säilyttävät kuitenkin edelleen nopeudensa 70 km/s (kun taas Ion kiertonopeus on 17 km/s ) ja muodostavat ainesuihkuja Ion taakse [59] .

Ion kiertorata kulkee Ion plasmatoruksena tunnetun säteilyvyöhykkeen sisällä. Se on donitsin muotoinen rengas, jossa on ionisoitua rikkiä, happea, natriumia ja klooria. Siinä oleva plasma muodostuu Ioa ympäröivän "pilven" neutraaleista atomeista, jotka Jupiterin magnetosfääri ionisoi ja kuljettaa pois [57] . Toisin kuin neutraalin pilven hiukkaset, nämä hiukkaset kiertävät Jupiterin ja sen magnetosfäärin nopeudella 74 km/s . Muiden Jupiterin magnetosfäärien tapaan plasmatorus on kallistettu kohti Jupiterin päiväntasaajaa (ja kohti Ion kiertoratatasoa). Tämä tarkoittaa, että Io on joko toruksen ytimen ylä- tai alapuolella. Kuten edellä todettiin, näiden ionien suurempi nopeus ja energia on osittain vastuussa neutraalien atomien ja molekyylien pakenemisesta Ion ilmakehästä ja laajennetusta neutraalista pilvestä. Torus koostuu kolmesta osasta: ulompi "lämmin" toru, joka sijaitsee välittömästi Ion kiertoradan takana; pystysuunnassa leveä alue, joka tunnetaan "nauhana" ja joka koostuu neutraalista lähdealueesta sekä jäähdytetystä plasmasta, joka sijaitsee Ion kiertoradan alueella; sekä sisäosa, "kylmä" torus, joka koostuu hiukkasista, jotka kiertävät hitaasti kohti Jupiteria [57] . Noin 40 päivän jälkeen "lämpimässä torussa" hiukkaset poistuvat siitä. Ne ovat osittain vastuussa Jupiterin epätavallisen suuresta magnetosfääristä [60] . New Horizons -avaruusaluksen anturit havaitsivat Ion hiukkaset magnetosfääriplasman vaihteluista hyvin kaukana satelliitista (magnetosfäärissä). Tällaisten muutosten tutkimiseksi plasmatoruksen sisällä tutkijat mittaavat sen ultraviolettisäteilyä. Vaikka tällaisia ​​muutoksia ei ole lopullisesti liitetty muutoksiin Ion (plasmatoruksen pääasiallisen aineen lähteen) vulkaanisessa aktiivisuudessa, uskotaan, että ne johtuvat neutraalista natriumpilvestä [61] .

Lähestyessään Jupiteria vuonna 1992 Ulysses - avaruusalus tallensi pölyhiukkasten virran, joka oli suunnattu Jupiter-järjestelmästä [62] . Näiden virtojen pöly liikkuu pois Jupiterista useiden satojen kilometrien sekunnissa, sen koko on noin 10 mikronia ja se koostuu pääasiassa natriumkloridista [58] [63] . Galileon tekemät pölytutkimukset ovat paljastaneet, että pölyvirrat ovat peräisin Ion pinnalta, mutta niiden tarkkaa muodostumismekanismia ei tunneta: ne voivat olla seurausta tulivuoren toiminnasta tai törmäyksistä Ion pinnan kanssa [64] .

Jupiterin magneettikenttäviivat, jotka ylittävät Ion, yhdistävät Ion ilmakehän ja neutraalin pilven Jupiterin ylempään polaariseen ilmakehään sähkövirralla, joka tunnetaan nimellä Io-vuoputki [57] . Tämä virta on vastuussa Jovian ilmakehän revontuleista, joita kutsutaan "Ion jäljeksi", sekä Ion ilmakehän revontuoleista. Tämän putken läpi kulkevat hiukkaset saavat Jupiterin napa-alueet näyttämään tummilta näkyvässä valossa. Ion ja sen "jäljen" sijainti Jupiterin ilmakehässä suhteessa maahan ja Jupiteriin vaikuttaa suuresti Jupiterin havaitseman radiosäteilyn voimakkuuteen: se lisääntyy suuresti, kun Io on näkyvyysalueella [27] [57] . Juno-avaruusalus , joka lähti Jupiteriin 5. elokuuta 2011 ja saapui sinne heinäkuussa 2016, pitäisi valaista Ion ja Jupiterin magnetosfäärin välistä vuorovaikutusta. Ion ionosfäärin läpi kulkevat Jovian magneettikenttäviivat synnyttävät sähkövirtoja, jotka luovat magneettikentän Ion sisätiloihin. Uskotaan, että Ion indusoima magneettikenttä syntyy osittain sulassa silikaattimagmassa 50 kilometriä kuun pinnan alapuolella [65] . Galileo löysi samanlaisia ​​indusoituneita magneettikenttiä muista Galilean satelliiteista, joissa ne ovat oletettavasti vedenalaisten valtamerten tuottamia.

Rakenne

Io on toisin kuin useimmat kaasuplaneettojen kuut (sisältävät paljon jäätä), ja se koostuu pääasiassa silikaateista ja raudasta, kuten maanpäälliset planeetat . Io on hieman suurempi kuin Maan kuu, kuu. Sen keskimääräinen säde on noin 1821,3 kilometriä (5 % enemmän kuin Kuun keskimääräinen säde) ja massa on 8,9319 × 10 22 kg (noin 21 % enemmän kuin Kuun säde). Io on ellipsoidin muotoinen , ja sen pääakseli osoittaa kohti Jupiteria. Galilean satelliittien joukossa massan ja tilavuuden suhteen Io on Ganymeden ja Calliston jälkeen , mutta ennen Eurooppaa .

Sisäinen rakenne

Enimmäkseen silikaattikivistä ja raudasta koostuva Io on koostumukseltaan lähempänä maanpäällisiä planeettoja kuin muita aurinkokunnan ulkokuita (jotka koostuvat pääasiassa vesijäästä ja silikaateista). Ion keskimääräinen tiheys on 3,5275 g/cm 3 , mikä on suurempi kuin muiden Galilean satelliittien (ja jopa Kuun), ja tämä asettaa Io:n ensimmäiselle sijalle aurinkokunnan satelliittien tiheydellä [66 ] . Voyager- ja Galileo-mittauksiin perustuvat massa-, säde- ja gravitaatiokvadrupolikertoimien (luvut, jotka kuvaavat massan jakautumista objektin sisällä) osoittavat, että Io on kerrostunut rauta- tai rautasulfidiytimeksi ja kuoreksi, jonka vaippa sisältää runsaasti silikaatit [43] . Metallinen ydin muodostaa noin 20 % Ion massasta [67] . Ytimen säde riippuu rikkipitoisuudesta: jos se koostuu puhtaasta raudasta, sen säde on 350-650 km ja jos se koostuu raudasta ja rikkiyhdisteistä, 550-900 km . Galileo - magnetometri ei havainnut omaa magneettikenttäään Io:ssa, ja tämä osoittaa, että sen rautasydämessä ei ole konvektiota [68] .

Ion sisäkoostumuksen mallinnus ennustaa, että vaippa koostuu vähintään 75 % magnesiumpitoisesta mineraaliforsteriittista ja sen koostumus on samanlainen kuin L - kondriitti- ja LL-kondriittimeteoriittien. Raudan ja piin pitoisuuksien suhde on siellä suurempi kuin Kuussa tai Maassa , mutta pienempi kuin Marsissa [69] [70] . Io:lla havaitun lämpövirran ylläpitäminen edellyttää, että 10-20 % vaipasta on sulassa muodossa, vaikka alueilla, joilla havaitaan korkean lämpötilan vulkanismia, sulan materiaalin osuus voi olla suurempi [71] . Kuitenkin Galileo-magnetometrin tietojen uudelleenanalyysi vuonna 2009 osoitti indusoidun magneettikentän läsnäolon Io:ssa, mikä vaatii magmavaltameren 50 km :n syvyydessä [65] . Seuraava vuonna 2011 julkaistu tutkimus tarjosi suoraa näyttöä tällaisen valtameren olemassaolosta [72] . Tämän kerroksen on arvioitu olevan 50 km paksu ja se muodostaa noin 10 % Ion vaipasta. Siellä lämpötila on noin 1200 °C. Ei tiedetä, onko tämä 10-20 % sulaminen yhteensopiva huomattavan määrän sulan silikaattien tilan kanssa tässä todennäköisessä magmameressä [73] . Ion litosfäärin, joka koostuu basaltista ja rikistä ja muodostuu voimakkaasta vulkanismista, paksuus on vähintään 12 kilometriä ja todennäköisesti enintään 40 kilometriä [67] [74] .

Vuorovesilämmitys

Todennäköisimpänä Ion sisäisen lämmön lähteenä (toisin kuin Maan ja Kuun) katsotaan olevan satelliitin sisäpuolen vuorovesilämpeneminen [75] , joka johtuu Ion kiertoradan resonanssista Europan ja Ganymeden kanssa [38] , ei radioaktiivisena hajoamisena . Tällainen lämmitys riippuu Ion ja Jupiterin välisestä etäisyydestä, sen kiertoradan epäkeskisyydestä, sen sisäosan koostumuksesta ja fyysisistä ominaisuuksista [71] . Laplace-resonanssi Europan ja Ganymeden kanssa ylläpitää Ion epäkeskisyyttä ja estää Ion kiertoradan pyöristymisen, joka muuten tapahtuisi vuorovesienergian hajoamisen vuoksi. Orbitaaliresonanssia tukee myös Ion kiertoradan nykyinen säde (muuten Jupiterin vuorovesi pakottaisi Ion hitaasti siirtymään pois siitä) [76] . Muutos Ion vuoroveden pullistuman korkeudessa apocenterin ja periapsiksen välillä voi olla jopa 100 metriä. Kitka näiden siirtymien aikana aiheuttaa vuorovesilämpöä Ion suolistossa, ja se pitää merkittävän osan satelliitin vaipasta ja ytimestä sulana. Tämä mahdollistaa tulivuoren toiminnan [75] . Vuorovesikuumennus tuottaa noin 200 kertaa enemmän lämpöä kuin radioaktiivinen hajoaminen [9] . Ion "kuumien" alueiden lämpövirran mittausten perusteella tehdyt arviot osoittivat, että vuorovesilämmityksen teho voi olla (0,6 ... 1,6) × 10 8 MW , mikä on kaksi suuruusluokkaa suurempi kuin kokonaismäärä. ihmiskunnan käyttämä teho ( 2×10 6 MW ). Ion kiertoradan mallit osoittavat, että Ion sisäpuolen vuorovesilämpenemisen teho muuttuu ajan myötä, eikä nykyinen lämpövirta edusta pitkällä aikavälillä [71] .

Pinta

Analogisesti Kuun, Marsin ja Merkuriuksen muinaisen pinnan kanssa tutkijat odottivat näkevänsä lukuisia törmäyskraattereita Voyager 1:n ensimmäisissä Io-kuvissa (ja niiden pitoisuus antaisi meille mahdollisuuden arvioida pinnan ikää). Mutta he olivat melko yllättyneitä huomatessaan, että törmäyskraattereita ei ollut juuri lainkaan. Sen sijaan on tasaisia ​​tasankoja, joissa on korkeita vuoria, laavavirtauksia ja erimuotoisia ja -kokoisia kuoppia [35] . Toisin kuin useimmat muut avaruusobjektit, Io on peitetty useilla monivärisillä aineilla, pääasiassa allotrooppisilla modifikaatioilla ja rikkiyhdisteillä [77] . Törmäyskraatterien alhainen määrä osoittaa, että Ion pinta, kuten Maankin, on geologisesti nuori. Ion kraatterit peittyvät nopeasti tulivuoren purkauksen vuoksi. Nämä havainnot vahvistivat ainakin yhdeksän Voyager 1:n havaitsemaa aktiivista tulivuorta [37] .

Tulivuorten lisäksi Iossa on ei-vulkaanisia vuoria, satojen kilometrien pituisia viskooseja laavavirtauksia, sulan rikin järviä ja useita kilometrejä syviä kaldereita .

Vuonna 2012 laadittiin Ion täydellinen geologinen kartta, johon käytettiin erilaisia ​​yksityiskohtia sisältäviä kuvia, jotka liimattiin tietokoneella yhdeksi mosaiikiksi, jonka resoluutio oli 1 km /piksel. Kartta on laadittu 6 vuotta . Projektia johti David Williams Arizonan yliopistosta. Tutkijat kokosivat myös verkkotietokannan Iosta, joka sisältää uuden geologisen kartan lisäksi lukuisia avaruusalusten kuvia ja tietoja useista muista mittauksista [78] .

Pinnan koostumus

Ion värikäs ulkonäkö on tulosta erilaisia ​​aineita lähettävien tulivuorten intensiivisestä työstä. Niitä ovat silikaatit (esimerkiksi ortopyrokseeni ), rikki ja rikkidioksidi [79] . Rikkidioksidirouta peittää lähes koko Ion pinnan ja muuttaa suuret alueet valkoisiksi tai harmaiksi. Monilla satelliitin alueilla rikki näkyy myös sen keltaisen tai kelta-vihreän värin vuoksi. Keski- ja korkeilla leveysasteilla säteily hajottaa tavallisesti stabiileja kahdeksan atomin syklisiä rikkimolekyylejä S 8 , minkä seurauksena Io:n polaariset alueet värjäytyvät punaruskeiksi [21] .

Räjähtävä vulkanismi, joka usein tuottaa outoja vulkaanista tuhkaa, värjää pinnan silikaateilla ja rikkiyhdisteillä. Näiden pillien sedimentit ovat usein värillisiä punaisiksi tai valkoisiksi (rikki- ja sen dioksidipitoisuudesta riippuen). Tulivuoren aukkoon laavan kaasunpoiston seurauksena muodostuneet täytteet sisältävät pääsääntöisesti suuremman määrän S2:ta ja antavat punaista sadetta, joka putoaa tuulettimeen tai poikkeustapauksissa suuriin (usein yli 450 kilometrin päähän). säde) renkaat [80] . Pelen tulivuoren ympärillä on elävä esimerkki punaisesta renkaasta, joka muodostuu pylvään sedimenteistä . Tämä punainen sakka koostuu pääasiassa rikistä (pääasiassa 3- ja 4-atominen molekyylinen rikki), rikkidioksidista ja luultavasti Cl2SO2 : sta [79] . Silikaattilaavavirtausten rajoilla muodostuneet pillit tuottavat valkoisia tai harmaita sedimenttejä (tuote tämän laavan vuorovaikutuksesta pinnalla olevan rikin ja rikkidioksidin kanssa).

Koostumuskartoitus ja Io:n suuri tiheys osoittavat, että Io:ssa ei ole käytännössä vettä , vaikka pieniä vesijäätaskuja tai hydratoituneita mineraaleja on alustavasti tunnistettu (pääasiassa Gish Bar Monsin luoteispuolella) [81] . Tämä veden puute johtuu luultavasti siitä, että aurinkokunnan muodostumisen aikana Jupiter oli tarpeeksi kuuma, jotta haihtuvat aineet, kuten vesi, pääsivät pois Ion läheisyydestä (vaikkakaan ei tarpeeksi kuumaa, jotta kaukaiset kuut voisivat tehdä niin) .

Vulkanismi

Radan epäkeskisyyden aiheuttama vuorovesilämpeneminen on syy, miksi Io on aurinkokunnan geologisesti aktiivisin kuu, jolla on satoja tulivuoria ja laajoja laavavirtauksia. Erityisen suurten purkausten aikana laavavirrat voivat ulottua kymmenien tai jopa satojen kilometrien päähän. Ne koostuvat pääasiassa basalttilaavasta , jonka koostumus on perus- tai ultraemäksinen (korkea magnesiumpitoisuus). Tulivuoren toiminnan seurauksena rikki, rikkidioksidi (kaasun muodossa) ja silikaattinen pyroklastinen aine (tuhkana) nousevat jopa 200 kilometrin korkeuteen ulkoavaruuteen eräänlaisina "sateenvarjoina" ", ja putoamisen jälkeen ne värittävät alueen punaisella, mustalla ja valkoisella . Lisäksi tämä aine muodostaa Ion ohuen ilmakehän ja täyttää Jupiterin laajan magnetosfäärin.

Ion pinnalla on usein tulivuoren painaumia, joita kutsutaan pateriksi [82] . Niille on ominaista tasainen pohja ja jyrkät seinät. Ne muistuttavat kovasti maanpäällisiä kalderoita , mutta edelleen ei tiedetä, muodostuvatko ne magmakammion romahtamisesta ja tulivuoren huipun romahtamisesta, kuten maanpäälliset vastineensa. Eräs hypoteesi sanoo, että nämä georakenteet ilmestyvät vasta muodostuneiden tulivuoren kynnysten yläpuolelle, koska niiden päällä olevat kerrokset kulkeutuvat purkausten mukana tai virtaavat kynnyksen koostumukseen [83] . Toisin kuin maan ja Marsin samankaltaiset georakenteet , Ion vulkaaniset painaumat eivät yleensä sijaitse kilpitulivuorten päällä ja ovat yleensä paljon suurempia, keskimääräinen halkaisija noin 41 km ja suurimman - Loki Patera  - halkaisijaltaan 202 kilometriä [82] . Muodostumismekanismista riippumatta monien paterojen morfologia ja levinneisyys viittaavat siihen, että ne liittyvät läheisesti suuriin rakenteisiin - monet niistä reunustavat vuoria tai vaurioita [82] . Paterat toimivat usein tulivuorenpurkausten tai kauaskantoisten laavavirtausten lähteinä, kuten Gish Bara Pateran vuonna 2001 tapahtuneen purkauksen tapauksessa, tai ne itse täyttyvät laavalla ja niistä tulee laavajärviä [10] [84] . Ion laavajärvet peittävät laavankuoren, joka romahtaa ja uusiutuu jatkuvasti (kuten Pelen tapauksessa) tai episodisesti (kuten Lokin tapauksessa) [85] [86] .

Laavavirrat ovat osa Ion maisemaa. Magma purkautuu pintaan pateran pohjassa olevien aukkojen kautta tai tasangon halkeamien kautta luoden leveitä, lukuisia laavavirtauksia, jotka muistuttavat Havaijilla Kilauea-tulivuoren lähellä nähtyjä laavavirtoja. Galileo-avaruusaluksella saadut kuvat osoittavat, että monet tulivuorista, kuten Prometheuksesta tai Amiranista, virtaavat laavavirrat seuraavat aikaisempien virtausten polkuja ja lisäävät sedimenttien kerrosta [87] . Pidempiä laavavirtauksia on havaittu myös Iolla. Esimerkiksi Prometheuksesta peräisin olevien purojen etureuna eteni 75 kilometristä 95 kilometriin Voyagerin ohilennolla vuonna 1979 ja Galileon ensimmäisen havainnon vuonna 1996 välillä. Yksi vuoden 1997 suurimmista purkauksista purkautui yli 3500 km 2 tuoretta laavaa, joka täytti Pillanan pateran [44] .

Voyager-avaruusaluksella otettujen kuvien analyysi on saanut tutkijat spekuloimaan, että Ion laavavirrat koostuvat pääasiassa sulasta rikistä. Myöhemmät maanpäälliset infrapunahavainnot ja Galileo-avaruusaluksesta tehdyt mittaukset osoittavat kuitenkin, että virtaukset koostuvat pääasiassa basalttilaavasta, jossa on mafisia ja ultramafisia kiviä. Nämä oletukset perustuvat Ion "kuumien pisteiden" (lämpöpäästöalueiden) lämpötilamittauksiin, jotka osoittivat lämpötilaksi 1300 K ja paikoin 1600 K [88] . Alkuperäiset lämpötila-arviot purkauksille 2000 K alueella [44] , jotka osoittautuivat vääriksi, selittyvät väärillä lämpömalleilla, joita käytettiin lämpötilojen mallintamiseen [88] .

Erikoisten "sultaanien" ("summeiden") löytö purkautuneesta aineesta Pelen ja Lokin yllä toimi ensimmäisenä signaalina siitä, että Io on geologisesti aktiivinen satelliitti [36] . Tyypillisesti sellaiset sulttaanit ilmestyvät, kun haihtuvat aineet, kuten rikki tai rikkidioksidi, nousevat Ion tulivuorten yläpuolelle noin 1 km/s nopeudella muodostaen eräänlaisen pölyn ja kaasun sateenvarjon korkealla. Edellä mainittujen aineiden lisäksi tulivuoren täytteistä löytyy natriumia, kaliumia ja klooria [89] [90] . Sulttaanit muodostetaan kahdella eri tavalla. [91] Suurimmat tulvat syntyvät, kun rikki- ja rikkidioksidikaasua purkautuu tulivuorista tai laavajärvistä, jotka usein kuljettavat mukanaan silikaatti-pyroklastista ainetta. Nämä pillut muodostavat punaisia ​​(lyhytketjuinen rikki) ja mustia (silikaatti-pyroklastinen materiaali) kerrostumia pinnalle. Tällä tavalla muodostuneet sedimenttirenkaat ovat suurimmat, joskus halkaisijaltaan yli 1000 km . Tällaiset renkaat ympäröivät Pelen tulivuorta sekä Tvashtar- ja Dazhbog-pateriaa . Toinen sulttaanityyppi syntyy siitä, että laavavirtaukset haihduttavat huurretta rikkidioksidista ja se lentää ylös höyryn muodossa. Yleensä tällaisten sulttaanien korkeus on alle 100 kilometriä , mutta nämä ovat sulttaaneista pisinikäisiä. Ne muodostavat usein pinnalle kirkkaita pyöreitä rikkidioksidikerrostumia. Ne ovat esimerkiksi Prometheuksen , Amiranin ja Masubin alueella .

Vuoret

Iolla on 100-150 vuorta. Niiden keskikorkeus on 6 kilometriä ja enimmäiskorkeus 17,5 ± 1,5 kilometriä (lähellä Etelä-Boosavla -vuorta ) [11] . Vuoret ovat usein suuria (keskimääräinen pituus 157 km) eristettyjä geologisia rakenteita. Globaalit tektoniset rakenteet, kuten maan päällä, eivät ole näkyvissä [11] . Vuorten valtava koko viittaa siihen, että ne koostuvat pääasiassa silikaattikivistä eivätkä rikistä [92] .

Huolimatta laajasta vulkanismista, joka määrittelee Ion ulkonäön, lähes kaikki sen vuoret eivät ole vulkaanista alkuperää. Suurin osa niistä muodostuu litosfäärissä esiintyvien puristusjännitysten seurauksena, jotka nostavat ja usein kallistavat Ion kuoren palasia työntäen niitä toisiaan vasten [93] . Vuorten muodostumiseen johtava paine on seurausta vulkaanisten materiaalien jatkuvasta vajoamisesta [93] . Vuorten globaali jakautuminen Ion pinnalla näyttää olevan päinvastainen kuin vulkaanisten rakenteiden - alueilla, joilla on vähiten tulivuoria, on monia muita vuoria ja päinvastoin [94] . Tämä osoittaa, että Ion litosfäärissä on suuria alueita, joista osassa tapahtuu puristusta (muodostaa vuoria) ja toisessa - laajenemista (suotuisa polkujen muodostumiselle) [95] . Joillakin alueilla vuoret ja patera sijaitsevat kuitenkin lähellä toisiaan. Tämä voidaan selittää sillä, että magma saavuttaa usein pinnan vuorten muodostumisen aikana muodostuneiden vikojen kautta [82] .

Ion vuorilla (sekä tasankojen yläpuolelle kohoavilla geologisilla rakenteilla yleensä) on erilaisia ​​muotoja. Yleisin niistä on tasango [11] . Ne muistuttavat suuria litteäpintaisia ​​mesasia , joiden pinnat ovat epätasaiset. Muut vuoret näyttävät olevan Ion kuoren kaltevia lohkoja, joissa on loiva kaltevuus (muodostettu tasaisesta pinnasta) ja jyrkkä kallio, jossa aiemmin syvällä sijaitsevat kerrokset tulevat pintaan. Molemmissa vuoristotyypeissä on usein jyrkkiä harvoja yhdessä tai useammassa reunassa. Vain muutamat Ion vuoret ovat vulkaanista alkuperää. Ne muistuttavat pieniä kilpi tulivuoria , joissa on jyrkkiä rinteitä (6-7°) lähellä niiden pientä kalderaa ja loivempia rinteitä reunoilla [96] . Vulkaaniset vuoret ovat pieniä ja saavuttavat keskimäärin vain 1-2 kilometriä korkean ja 40-60 kilometrin leveyden. Joidenkin muiden rakenteiden morfologia (joissa ohuet purot tulevat keskipateralta, kuten Ra paterassa) viittaavat siihen, että nämä ovat myös kilpitulivuoria, mutta niillä on erittäin loivia rinteitä [96] .

Näyttää siltä, ​​että käytännössä kaikki Ion vuoret ovat jossain rappeutumisvaiheessa. Suuret maanvyörymät ovat yleisiä niiden juurella . Ilmeisesti irtoaminen on tärkein tekijä vuorten tuhoutumisessa. Mesasilla ja Ion tasangolla on tyypillisesti rosoiset reunat, jotka muodostuvat rikkidioksidin hajoamisen seurauksena, mikä luo heikkoja kohtia vuorten reunalle [97] .

Tunnelma

Io:lla on erittäin ohut ilmakehä , joka koostuu pääasiassa rikkidioksidista (SO 2 ), jossa on pieniä määriä rikkimonoksidia (SO), natriumkloridia (NaCl) ja atomia rikkiä ja happea [98] . Ilmakehän tiheys ja lämpötila riippuvat merkittävästi vuorokaudenajasta, leveysasteesta, tulivuoren aktiivisuudesta ja pintaroudan määrästä. Suurin ilmakehän paine Io:ssa vaihtelee välillä 0,33 × 10 -4 - 3 × 10 -4 Pa tai 0,3 - 3 nbar . Sitä havaitaan Ion anti-Jovian pallonpuoliskolla ja pitkin päiväntasaajaa, ja joskus varhain iltapäivällä, kun pintalämpötila saavuttaa maksiminsa [98] [99] [100] . Paineenpiikkejä havaittiin myös tulivuoren pilleissä, joissa se oli 5 × 10 -4 -40 × 10 -4 Pa (5-40 nbar) [40] . Alin ilmanpaine havaitaan satelliitin yöpuolella, jossa se laskee arvoon 0,1 × 10 -7 -1 × 10 -7 Pa (0,0001-0,001 nbar) [98] [99] . Ion ilmakehän lämpötila vaihtelee pinnan lämpötilasta matalilla korkeuksilla, joissa kaasumainen rikkidioksidi on tasapainossa pakkasen kanssa, 1800 K korkeassa korkeudessa, jossa alhainen tiheys mahdollistaa lämpenemisen Ion plasmatoruksessa olevista varautuneista hiukkasista ja Joule-lämpenemisen Ion virtaputkesta. [ 98] [99] . Matala paine rajoittaa ilmakehän vaikutusta pintaan, lukuun ottamatta rikkidioksidin tilapäistä uudelleenjakautumista pakkasrikkaiden ja routaköyhien alueiden välillä sekä tulivuoren tulvakerrostumien koon laajentumista, kun tulivuoren ejecti putoaa tiheämpään päiväilmakehään [98 ] [99] . Ion ohut ilmapiiri osoittaa myös, että mitkään Iolle laskeutuvat luotain eivät tarvitse aerodynaamista kuorta lämpösuojalla, vaan ne on varustettava retroraketeilla hidastaakseen ja pysäyttääkseen aluksen tasaisempaa laskeutumista varten . Ilmakehän pieni paksuus vaatii myös laitteelta suurempaa säteilynkestävyyttä.

Ion ilmakehän kaasua ohjataan Jupiterin magnetosfääriin, joka pakenee joko Ioa ympäröivään neutraaliin pilveen tai plasmatorukseen (ionisoitujen hiukkasten rengas), joka kiertää Ioa, mutta pyörii yhdessä Jupiterin magnetosfäärin kanssa. Tämän prosessin kautta Ion ilmakehästä poistuu noin tonni kaasua joka sekunti, ja siksi sitä tulisi täydentää samalla nopeudella [57] . Pääasiallinen rikkidioksidin lähde on  vulkaaniset päästöt. Ne pumppaavat Ion ilmakehään keskimäärin 10 tonnia rikkidioksidia sekunnissa, mutta suurin osa näistä päästöistä putoaa takaisin pintaan [101] . Ilmakehän rikkidioksidi on kaasumaisessa muodossa pääasiassa auringonvalon aiheuttaman huurteen lämpenemisen ja sen sublimoitumisen vuoksi [102] . Päivän puolella ilmakehä on keskittynyt pääosin 40°:een päiväntasaajasta, missä pinta on lämpimin ja tulivuorenpurkaukset ovat aktiivisimpia [103] . Sublimaatiosta johtuva ilmakehän olemassaolo on sopusoinnussa sen tosiasian kanssa, että ilmakehän tiheys on suurin Ion anti-jupiteriaalisella pallonpuoliskolla, jossa SO 2 -routaa on eniten , ja sen kanssa, että tämä tiheys kasvaa Io:n lähestyessä su [98] [102] [104] . Tulivuoren päästöt vaikuttavat kuitenkin myös jonkin verran ilmakehään, koska sen suurin tiheys havaitaan lähellä tulivuoren aukkoja [98] . Koska ilmakehän rikkidioksidin paine liittyy läheisesti pintalämpötilaan, Ion ilmakehä kutistuu jonkin verran yöllä tai kuun ollessa Jupiterin varjossa. Ilmakehän hajoamista pimennyksen aikana estää merkittävästi kondensoitumattoman kaasun (rikkimonoksidin) diffuusiokerroksen muodostuminen pinnan päälle, mutta silti ilmanpaine Ion yöpuolen puolella on kahdesta neljään suuruusluokkaa pienempi kuin klo. maksimi heti puolenpäivän jälkeen [99] [105] . Ion ilmakehän pienet ainesosat (kuten NaCl, SO, O ja S) ovat peräisin tulivuoren purkauksesta, joko SO 2 :n fotodissosiaatiosta (auringon ultraviolettisäteilyn aiheuttama hajoaminen) tai Jupiterin magnetosfäärin varautuneiden hiukkasten aiheuttamasta pintasedimenttien tuhoutumisesta. [102] .

Kuunpimennyksen aikana herkillä kameroilla otetut kuvat Iosta osoittavat revontulia [106] . Kuten maan päällä, nämä revontulet aiheutuvat ilmakehään osuvasta säteilystä, mutta Ion tapauksessa varautuneet hiukkaset saapuvat Jupiterin magneettikenttälinjoja pitkin, eivät aurinkotuulesta . Yleensä revontulia havaitaan lähellä planeettojen magneettisia napoja, mutta Io:ssa ne ovat kirkkaimpia lähellä päiväntasaajaa. Iolla ei ole omaa magneettikenttää, joten Jupiterin magneettikenttää pitkin liikkuvat varautuneet hiukkaset vaikuttavat vapaasti kuun ilmakehään. Kirkkaimmat revontulet ovat päiväntasaajan lähellä, missä magneettikenttäviivat ovat yhdensuuntaisia ​​satelliitin pinnan kanssa ja leikkaavat siten enemmän kaasua. Näillä alueilla revontulet vaihtelevat Jupiterin kallistetun magneettisen dipolin orientaation muutoksista [107] . Päiväntasaajan lisäksi on muitakin revontulia (näkyy myös yllä olevassa kuvassa): happiatomien punainen hehku Ion raajaa pitkin ja natriumatomien vihreä hehku sen yöpuolella [90] .

Muistiinpanot

Alaviitteet

  1. ↑ Periiovy lasketaan puolipääakselista ( a ) ja epäkeskisyydestä ( e ):
  2. ↑ Apoiovius lasketaan puolipääakselista ( a ) ja epäkeskisyydestä ( e ):
  3. ↑ Pinta-ala laskettu kaavalla
  4. ↑ Tilavuus lasketaan kaavalla
  5. ↑ Painovoiman aiheuttama kiihtyvyys lasketaan massasta ( m ), gravitaatiovakiosta ( G ) ja säteestä ( r ) seuraavasti:
  6. ↑ Toinen avaruusnopeus lasketaan massasta ( m ), gravitaatiovakiosta ( G ) ja säteestä ( r ) näin:
  7. ↑ Ensimmäisen tavun painotus - Suuren venäläisen tietosanakirjan mukaan [6] ; Jotkut muut lähteet osoittavat toisen tavun painoarvon [7] [8] .

Lähteet

  1. ↑ 1 2 Blue, Jennifer Planet and Satellite Names and Discoverers . USGS (9. marraskuuta 2009). Käyttöpäivä: 13. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 17. elokuuta 2011.
  2. ↑ 12 Thomas , PC; et ai. Ion muoto , Galileo Limb Measurements   // Icarus . - Elsevier , 1998. - Voi. 135 , nro. 1 . - s. 175-180 . - doi : 10.1006/icar.1998.5987 . - .
  3. ↑ Yeomans, Donald K. Planeettasatelliitin fyysiset parametrit . JPL Solar System Dynamics (13. heinäkuuta 2006). Haettu 5. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 18. tammikuuta 2010.
  4. ↑ Klassiset aurinkokunnan satelliitit . Observatorio ARVAL. Haettu 28. syyskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 25. elokuuta 2011.
  5. ↑ Rathbun, JA; Spencer, JR; Tamppari, LK; Martin, T.Z.; Barnard, L.; Travis, LD Ion lämpösäteilyn kartoitus Galileo-fotopolarimetri-radiometrilaitteella (PPR)  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — Voi. 169 , no. 1 . - s. 127-139 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.021 . - .
  6. ↑ Xanfomality L. V. Io . Great Russian Encyclopedia : sähköinen versio (2016). Haettu 6. helmikuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 6. helmikuuta 2018.
  7. ↑ Ageenko F.L. Venäjän kielen oikeat nimet: painopisteiden sanakirja. - M .: NTs ENAS, 2001. - 376 s.
  8. ↑ Oikeinkirjoitus akateeminen resurssi ACADEMOS . Venäjän kielen instituutti. V. V. Vinogradov RAS . Haettu 15. helmikuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 15. helmikuuta 2021.
  9. ↑ 1 2 Rosaly MC Lopes. Io: The Volcanic Moon // Encyclopedia of the Solar System / Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson. - Academic Press , 2006. - S. 419-431. - ISBN 978-0-12-088589-3 .
  10. ↑ 1 2 Lopes, RMC; et ai. Laavajärvet Iolla: Havaintoja Ion vulkaanisesta toiminnasta Galileo NIMS:stä vuoden 2001 ohilennolla  // Icarus  :  Journal. — Elsevier , 2004. — Voi. 169 , no. 1 . - s. 140-174 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.11.013 . - .
  11. ↑ 1 2 3 4 Schenk, P.; et ai. Ion vuoret: Globaalit ja geologiset näkökulmat Voyagerista ja Galileosta  //  Journal of Geophysical Research : päiväkirja. - 2001. - Voi. 106 , nro. E12 . - P. 33201-33222 . - doi : 10.1029/2000JE001408 . - .
  12. ↑ Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Johdatus avaruustieteisiin) . Kalifornian osavaltion yliopisto, Fresno (29. helmikuuta 2000). Käyttöpäivä: 4. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012.
  13. ↑ 1 2 Marius, S. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici . – 1614.
  14. ↑ Marius, S. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici . — 1614.(jossa hänselittää lauseen Arkistoitu11. helmikuuta 2012Wayback MachinessaKeplerin ansioksi)
  15. ↑ 1 2 Blue, Jennifer -kategoriat planeettojen ja satelliittien nimeämisominaisuuksille . USGS (16. lokakuuta 2006). Haettu 14. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 25. elokuuta 2011.
  16. ↑ Sininen, Jennifer Io Sisällysluettelo . USGS. Haettu 13. maaliskuuta 2015. Arkistoitu alkuperäisestä 25. elokuuta 2011.
  17. ↑ 1 2 3 Cruikshank, D.P.; ja Nelson, RM Ion tutkimuksen historia // Io Galileon jälkeen / Lopes, RMC; ja Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  5 -33. — ISBN 3-540-34681-3 .
  18. ↑ Van Helden, Albert Galileo-projekti / Tiede / Simon Marius . Rice University (14. tammikuuta 2004). Haettu 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 3. heinäkuuta 2019.
  19. ↑ Baalke, Ron Galilean satelliittien löytäminen . Jet Propulsion Laboratory. Käyttöpäivä: 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 25. elokuuta 2011.
  20. ↑ O'Connor, JJ; Robertson, E. F. Pituusaste ja Académie Royale . St. Andrews (helmikuu 1997). Haettu 14. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 2. kesäkuuta 2019.
  21. ↑ 12 Barnard , EEJupiterin ensimmäisen satelliitin tummilla navoilla ja kirkkaalla päiväntasaajan vyöhykkeellä  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal . - Oxford University Press , 1894. - Voi. 54 , nro. 3 . - s. 134-136 . - .
  22. ↑ Dobbins, T.; ja Sheehan, W. The Story of Jupiter's Egg Moons  (englanniksi)  // Sky & Telescope . - 2004. - Voi. 107 , nro. 1 . - s. 114-120 .
  23. ↑ Barnard, EEJupiterin ja hänen satelliittiensa havainnot vuonna 1890 Lick Observatoryn 12 tuuman ekvatoriaalilla  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal . - Oxford University Press , 1891. - Voi. 51 , no. 9 . - s. 543-556 . - .
  24. ↑ Minton, RB Ion punaiset napahatut  //  Kuun ja planeetan laboratorion viestintä. — University of Arizona Press, 1973. - Voi. 10 . - s. 35-39 . — .
  25. ↑ Lee, T. Galilean satelliittien spektralbedot   // Kuun ja planeetan laboratorion viestintä. — University of Arizona Press, 1972. - Voi. 9 , ei. 3 . - s. 179-180 . - .
  26. ↑ Fanale, F.P.; et ai. Io: Pintahaihdutusesiintymä? (englanniksi)  // Tiede . - 1974. - Voi. 186 , nro. 4167 . - s. 922-925 . - doi : 10.1126/tiede.186.4167.922 . - . — PMID 17730914 .
  27. ↑ 1 2 Bigg, EK Satelliitti Io:n vaikutus Jupiterin dekametriseen emissioon  //  Luonto: päiväkirja. - 1964. - Voi. 203 , no. 4949 . - s. 1008-1010 . - doi : 10.1038/2031008a0 . — .
  28. ↑ Silkin, 1982 , s. 54.
  29. ↑ Bartholdi, P.; Owen, F. Jupiterin ja Ion tekemä Beta Scorpiin peittäminen. II. Io  (englanti)  // The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1972. - Voi. 77 . - s. 60-65 . - .
  30. ↑ O'Leary, Brian; Van Flandern, Thomas C. Io's Triaxial Figure  (englanniksi)  // Icarus . - Elsevier , 1972. - Voi. 17 , ei. 1 . - s. 209-215 . - doi : 10.1016/0019-1035(72)90057-7 . - .
  31. ↑ 12 Fimmel, R.O .; et ai. Ensin ulompaan aurinkokuntaan . Pioneer Odyssey . NASA (1977). Haettu 5. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 14. heinäkuuta 2019.
  32. ↑ Anderson, JD; et ai. Jupiter-järjestelmän painovoimaparametrit Pioneer 10:n Doppler-seurannasta  (englanniksi)  // Science : Journal. - 1974. - Voi. 183 , no. 4122 . - s. 322-323 . - doi : 10.1126/tiede.183.4122.322 . - . — PMID 17821098 .
  33. ↑ Pioneer 11 Images of Io . Galileon kotisivu . Haettu 21. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 25. elokuuta 2011.
  34. ↑ Matkailijan tehtävän kuvaus  . Planetary Rings Node - Planetary Data System ( NASA ) . SETI Institute (19. helmikuuta 1997). Haettu 19. huhtikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 25. elokuuta 2011.
  35. ↑ 12 Smith , BA; et ai. Jupiter-järjestelmä Voyager 1:n silmin   // Tiede . - 1979. - Voi. 204 , no. 4396 . - s. 951-972 . - doi : 10.1126/tiede.204.4396.951 . - . — PMID 17800430 .
  36. ↑ 12 Morabito , LA; et ai. Tällä hetkellä aktiivisen maan ulkopuolisen vulkanismin löytö  (englanniksi)  // Science : Journal. - 1979. - Voi. 204 , no. 4396 . - s. 972 . - doi : 10.1126/tiede.204.4396.972 . - . — PMID 17800432 .
  37. ↑ 1 2 Strom, R.G.; et ai. Tulivuorenpurkaus räjähtää  Iolla  // Luonto . - 1979. - Voi. 280 , no. 5725 . - s. 733-736 . - doi : 10.1038/280733a0 . - .
  38. ↑ 1 2 3 Peale, SJ; et ai. Ion sulaminen vuorovesihäviön vaikutuksesta   // Tiede . - 1979. - Voi. 203 , no. 4383 . - s. 892-894 . - doi : 10.1126/tiede.203.4383.892 . - . — PMID 17771724 .
  39. ↑ Soderblom, LA; et ai. Ion spektrofotometria: Preliminary Voyager 1 -tulokset   // Geophys . Res. Lett. : päiväkirja. - 1980. - Voi. 7 , ei. 11 . - s. 963-966 . - doi : 10.1029/GL007i011p00963 . - .
  40. ↑ 1 2 Pearl, JC; et ai. Kaasumaisen SO 2 :n tunnistaminen ja uudet ylärajat muille Io-kaasuille  (englanniksi)  // Nature : Journal. - 1979. - Voi. 288 , no. 5725 . - s. 757-758 . - doi : 10.1038/280755a0 . - .
  41. ↑ Broadfoot, AL; et ai. Äärimmäiset ultraviolettihavainnot Voyager 1 : n kohtaamisesta Jupiterin kanssa  //  Science : Journal. - 1979. - Voi. 204 , no. 4396 . - s. 979-982 . - doi : 10.1126/tiede.204.4396.979 . - . — PMID 17800434 .
  42. ↑ Strom, R.G.; Schneider, NM Tulivuorenpurkaukset Io: lla // Satellites of Jupiter / Morrison, D.. - University of Arizona Press, 1982. - S.  598 -633. - ISBN 0-8165-0762-7 .
  43. ↑ 12 Anderson , JD; et ai. Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io  (englanniksi)  // Science : Journal. - 1996. - Voi. 272 , no. 5262 . - s. 709-712 . - doi : 10.1126/tiede.272.5262.709 . - . — PMID 8662566 .
  44. ↑ 1 2 3 McEwen, AS; et ai. Korkean lämpötilan silikaattivulkanismi Jupiterin kuussa Io  (englanniksi)  // Science : Journal. - 1998. - Voi. 281 , nro. 5373 . - s. 87-90 . - doi : 10.1126/tiede.281.5373.87 . — . — PMID 9651251 .
  45. ↑ 1 2 Perry, J.; et ai. Yhteenveto Galileo-tehtävästä ja sen havainnoista Io // Io Galileon jälkeen / Lopes, RMC; ja Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  35 -59. — ISBN 3-540-34681-3 .
  46. ↑ Porco, CC; et ai. Cassini-kuvaus Jupiterin ilmakehästä, satelliiteista ja renkaista  (englanniksi)  // Science : Journal. - 2003. - Voi. 299 , no. 5612 . - s. 1541-1547 . - doi : 10.1126/tiede.1079462 . - . — PMID 12624258 .
  47. ↑ Kholshevnikov, Konstantin Vladislavovich Miksi maanpäällisillä planeetoilla ei ole renkaita? . Soros-lehti. Haettu 29. joulukuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 30. elokuuta 2011.
  48. ↑ Marchis, F.; et ai. Keck AO:n tutkimus Io:n maailmanlaajuisesta vulkaanisesta aktiivisuudesta 2–5 μm  // Icarus  :  Journal. — Elsevier , 2005. — Voi. 176 , nro. 1 . - s. 96-122 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.12.014 . - .
  49. ↑ Spencer, John, nyt mennään! (linkki ei saatavilla) (23. helmikuuta 2007). Haettu 3. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 16. tammikuuta 2008. 
  50. ↑ 12 Spencer , JR; et ai. Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano  (englanniksi)  // Science : Journal. - 2007. - Voi. 318 , nro. 5848 . - s. 240-243 . - doi : 10.1126/tiede.1147621 . - . — PMID 17932290 .
  51. ↑ NASA laukaisi planeettojen välisen aseman Jupiteriin. . Haettu 10. elokuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011.
  52. ↑ Joint Jupiter Science Definition Team; NASA/ESA-tutkimusryhmä. Europa Jupiter System Mission Joint Summary Report (PDF)  (linkki ei saatavilla) . NASA/ESA (16. tammikuuta 2009). Käyttöpäivä: 21. tammikuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 16. helmikuuta 2013.
  53. ↑ Cosmic Vision 2015-2025 -ehdotukset (linkki ei saatavilla) . ESA (21. heinäkuuta 2007). Haettu 20. helmikuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 25. elokuuta 2011. 
  54. ↑ McEwen, AS; IVO Team (2008). "Io Volcano Observer (IVO)" (PDF) . Io Workshop 2008 . Berkeley, Kalifornia . Arkistoitu (PDF) alkuperäisestä 26.03.2009 . Haettu 10.08.2011 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje )
  55. ↑ Lopes, RMC; DA Williams. Io Galileon jälkeen  // Raportteja fysiikan edistymisestä. - 2005. - T. 68 , nro 2 . - S. 303-340 . - doi : 10.1088/0034-4885/68/2/R02 . - .
  56. ↑ Spencer, J. John Spencerin tähtitieteelliset visualisoinnit . Haettu 25. toukokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 25. elokuuta 2011.
  57. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Schneider, NM; Bagenal, F. Ion neutraalit pilvet, plasmatorus ja magnetosfäärin vuorovaikutukset // Io Galileon jälkeen / Lopes, RMC; ja Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  265 -286. — ISBN 3-540-34681-3 .
  58. ↑ 12 Postberg , F.; et ai. Jovian pölyvirran hiukkasten koostumus  (englanniksi)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Voi. 183 , no. 1 . - s. 122-134 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.02.001 . - .
  59. ↑ Burger, MH; et ai. Galileon lähikuva Io-natriumsuihkusta // Geophys. Res. Let.. - 1999. - T. 26 , No. 22 . - S. 3333-3336 . - doi : 10.1029/1999GL003654 . - .
  60. ↑ Krimigis, S.M.; et ai. Jupiteria ympäröivä Ion kaasusumu   // Luonto . - 2002. - Voi. 415 , nro. 6875 . - s. 994-996 . - doi : 10.1038/415994a . — PMID 11875559 .
  61. ↑ Medillo, M.; et ai. Ion vulkaaninen hallinta Jupiterin laajennetuissa neutraaleissa pilvissa  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — Voi. 170 , ei. 2 . - s. 430-442 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.03.009 . - .
  62. ↑ Grün, E.; et ai. Jovian pölyvirtojen ja tähtienvälisten rakeiden löytäminen ULYSSES-avaruusaluksella  //  Nature: Journal. - 1993. - Voi. 362 , no. 6419 . - s. 428-430 . - doi : 10.1038/362428a0 . — .
  63. ↑ Zook, H.A.; et ai. Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories  (englanniksi)  // Science : Journal. - 1996. - Voi. 274 , nro. 5292 . - s. 1501-1503 . - doi : 10.1126/tiede.274.5292.1501 . - . — PMID 8929405 .
  64. ↑ Grün, E.; et ai. Pölymittaukset Galileon lähestyessä Jupiteria ja Io-kohtaamista  //  Science : Journal. - 1996. - Voi. 274 , nro. 5286 . - s. 399-401 . - doi : 10.1126/tiede.274.5286.399 . - .
  65. ↑ 1 2 Kerr, RA Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io  ,  Science. - 2010. - Vol. 327 , no. 5964 . - s. 408-409 . - doi : 10.1126/tiede.327.5964.408-b . — PMID 20093451 .
  66. ↑ Schubert, J. et ai. Galilean satelliittien sisärakenne, rakenne ja dynamiikka. // Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere  (englanniksi) / F. Bagenal et al .. - Cambridge University Press , 2004. - S. 281-306. - ISBN 978-0-521-81808-7 .
  67. ↑ 12 Anderson , JD; et ai. Ion painovoimakenttä ja sisärakenne  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Voi. 106 , nro. E12 . - P. 32963-32969 . - doi : 10.1029/2000JE001367 . - .
  68. ↑ Kivelson, M.G.; et ai. Magnetoitu tai magnetisoimaton: Epäselvyys jatkuu Galileon kohtaamisten Ion kanssa vuosina 1999 ja 2000  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Voi. 106 , nro. A11 . - P. 26121-26135 . - doi : 10.1029/2000JA002510 . - .
  69. ↑ Sohl, F.; et ai. Galileon havaintojen vaikutukset Galilean satelliittien sisärakenteeseen ja kemiaan  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2002. - Voi. 157 , nro. 1 . - s. 104-119 . - doi : 10.1006/icar.2002.6828 . - .
  70. ↑ Kuskov, OL; VA Kronrod. Maan ja Jupiterin satelliittien ydinkoot ja sisäinen rakenne  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2001. - Voi. 151 , no. 2 . - s. 204-227 . - doi : 10.1006/icar.2001.6611 . - .
  71. ↑ 1 2 3 Moore, WB et al. Ion sisätilat. // Io Galileon jälkeen / RMC Lopes ja JR Spencer. - Springer-Praxis , 2007. - S.  89 -108. — ISBN 3-540-34681-3 .
  72. ↑ NASAn Galileo paljastaa Magman "valtameren" Jupiterin kuun pinnan alta . Science Daily (12. toukokuuta 2011). Haettu 12. elokuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 7. maaliskuuta 2016.
  73. ↑ Perry, J. Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean . The Gish Bar Times (21. tammikuuta 2010). Käyttöpäivä: 22. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.
  74. ↑ Jaeger, WL; et ai. Orogeeninen tektonismi Io:lla // J. Geophys. Res.. - 2003. - T. 108 , nro E8 . - S. 12-1 . - doi : 10.1029/2002JE001946 . - .
  75. ↑ 1 2 Aurinkokunta. Vulkanismi aurinkokunnan kappaleissa . Astronetti . Haettu 12. elokuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 12. marraskuuta 2013.
  76. ↑ Yoder, C.F.; et ai. Kuinka vuorovesikuumennus Iossa ohjaa Galilean kiertoradan resonanssilukot  //  Nature : Journal. - 1979. - Voi. 279 , no. 5716 . - s. 767-770 . - doi : 10.1038/279767a0 . - .
  77. ↑ Britt, Robert Roy Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color (linkki ei saatavilla) . Space.com (16. maaliskuuta 2000). Haettu 25. heinäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 15. joulukuuta 2000. 
  78. ↑ Popov Leonid. Tutkijat ovat koonneet ensimmäisen täydellisen Ion geologisen kartan (pääsemätön linkki) . membrana.ru (20. maaliskuuta 2012). Haettu 21. maaliskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 17. huhtikuuta 2013. 
  79. ↑ 12 Carlson , RW; et ai. Ion pinnan koostumus // Io Galileon jälkeen / Lopes, RMC; ja Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  194 -229. — ISBN 3-540-34681-3 .
  80. ↑ Spencer, J.; et ai. Kaasumaisen S 2 :n löytö Ion Pele Plumessa  (englanniksi)  // Science : Journal. - 2000. - Voi. 288 , no. 5469 . - s. 1208-1210 . - doi : 10.1126/tiede.288.5469.1208 . - . — PMID 10817990 .
  81. ↑ Douté, S.; et ai. Geologia ja aktiivisuus Ion tulivuorten ympärillä NIMS:n  (englanniksi) analyysistä  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — Voi. 169 , no. 1 . - s. 175-196 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.02.001 . - .
  82. ↑ 1 2 3 4 Radebaugh, D.; et ai. Paterae on Io: uudenlainen vulkaaninen kaldera? (Englanti)  // Journal of Geophysical Research. - 2001. - Voi. 106 , nro. E12 . - P. 33005-33020 . - doi : 10.1029/2000JE001406 . - .
  83. ↑ Keszthelyi, L.; et ai. Galileon jälkeinen näkymä Ion sisätiloihin  (englanniksi)  // Icarus . — Elsevier , 2004. — Voi. 169 , no. 1 . - s. 271-286 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.01.005 . - .
  84. ↑ Perry, JE; et ai. (2003). "Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001" (PDF) . LPSC XXXIV . Clear Lake City (Greater Houston) . Tiivistelmä #1720. Arkistoitu (PDF) alkuperäisestä 26.03.2009 . Haettu 11.08.2011 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje )
  85. ↑ Radebaugh, J.; et ai. Ion Pele Pateran havainnot ja lämpötilat Cassini- ja Galileo-avaruusalusten kuvista  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — Voi. 169 , no. 1 . - s. 65-79 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.10.019 . - .
  86. ↑ Howell, R.R.; Lopes, RMC Lokin tulivuoren toiminnan luonne: näkemyksiä Galileon NIMS- ja PPR-tiedoista  // Icarus  :  Journal. — Elsevier , 2007. — Voi. 186 , nro. 2 . - s. 448-461 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.09.022 . - .
  87. ↑ Keszthelyi, L.; et ai. Galileon vulkaanisen toiminnan kuvaaminen Jupiterin kuussa Io Galileo Europa -operaation ja Galileo Millennium -tehtävän aikana  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Voi. 106 , nro. E12 . - P. 33025-33052 . - doi : 10.1029/2000JE001383 . - .
  88. ↑ 1 2 Keszthelyi, L.; et ai. Uudet arviot Io-purkauslämpötiloista: vaikutukset sisätiloihin  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2007. — Voi. 192 , no. 2 . - s. 491-502 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.07.008 . - .
  89. ↑ Roesler, FL; et ai. Kauko-ultraviolettikuvausspektroskopia Ion ilmakehästä HST/STIS  :llä (englanniksi)  // Science : Journal. - 1999. - Voi. 283 , no. 5400 . - s. 353-357 . - doi : 10.1126/tiede.283.5400.353 . - . — PMID 9888844 .
  90. ↑ 1 2 Geissler, PE; et ai. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io   // Tiede . - 1999. - Voi. 285 , nro. 5429 . - s. 870-874 . - doi : 10.1126/tiede.285.5429.870 . - . — PMID 10436151 .
  91. ↑ McEwen, AS; Soderblom, LA Kaksi tulivuoren luokkaa  Iolla (englanniksi)  // Icarus . - Elsevier , 1983. - Voi. 58 , no. 2 . - s. 197-226 . - doi : 10.1016/0019-1035(83)90075-1 . - .
  92. ↑ Clow, GD; Carr, MH Ion rikkirinteiden vakaus  (englanniksi)  // Icarus . - Elsevier , 1980. - Voi. 44 , no. 2 . - s. 268-279 . - doi : 10.1016/0019-1035(80)90022-6 . - .
  93. ↑ 12 Schenk, P.M .; Bulmer, MH Vuorten synty Io-alueella työntövoiman ja laajamittaisten massaliikkeiden vaikutuksesta  (englanniksi)  // Science : Journal. - 1998. - Voi. 279 , no. 5356 . - s. 1514-1517 . - doi : 10.1126/tiede.279.5356.1514 . - . — PMID 9488645 .
  94. ↑ McKinnon, WB; et ai. Chaos on Io: Malli vuoristolohkojen muodostumiseen maankuoren kuumentamisen, sulamisen ja kallistumisen avulla  //  Geology : Journal. - 2001. - Voi. 29 , ei. 2 . - s. 103-106 . - doi : 10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2 . - .
  95. ↑ Tackley, PJ Konvektio Ion astenosfäärissä: Epätasaisen vuoroveden kuumenemisen uudelleenjakauma keskimääräisillä virtauksilla  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Voi. 106 , nro. E12 . - P. 32971-32981 . - doi : 10.1029/2000JE001411 . - .
  96. ↑ 12 Schenk, P.M .; et ai. Kilpitulivuoren topografia ja laavavirtausten reologia Iolla  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — Voi. 169 , no. 1 . - s. 98-110 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.01.015 . - .
  97. ↑ Moore, JM; et ai. Maanmuodon hajoaminen ja kaltevuusprosessit Iossa: Galileo-näkymä  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Voi. 106 , nro. E12 . - P. 33223-33240 . - doi : 10.1029/2000JE001375 . - .
  98. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Lellouch, E.; et ai. Ion ilmakehä // Io Galileon jälkeen / Lopes, RMC; ja Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  231 -264. — ISBN 3-540-34681-3 .
  99. ↑ 1 2 3 4 5 Walker, AC; et ai. Ion sublimaatioohjatun  ilmakehän kattava numeerinen simulaatio  // Icarus . — Elsevier , 2010. — Voi. 207 , nro. 1 . - s. 409-432 . - doi : 10.1016/j.icarus.2010.01.012 . - .
  100. ↑ Spencer, AC; et ai. Keski-infrapunahavaitseminen suurista pitkittäisistä epäsymmetrioista Ion SO 2 -ilmakehässä  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2005. — Voi. 176 , nro. 2 . - s. 283-304 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.01.019 . - .
  101. ↑ Geissler, P.E.; Goldstein, DB Plumes ja niiden esiintymät // Io Galileon jälkeen / Lopes, RMC; ja Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  163 -192. — ISBN 3-540-34681-3 .
  102. ↑ 1 2 3 Moullet, A.; et ai. SO 2 :n, SO:n, NaCl: n samanaikainen kartoitus Ion ilmakehässä Submillimeter Arraylla   // Icarus . — Elsevier , 2010. — Voi. 208 , no. 1 . - s. 353-365 . - doi : 10.1016/j.icarus.2010.02.009 . - .
  103. ↑ Feaga, LM; et ai. Ion päivän SO 2 -tunnelma   // Icarus . — Elsevier , 2009. — Voi. 201 , nro. 2 . - s. 570-584 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.01.029 . - .
  104. ↑ Spencer, John Aloha, Io . Planetary Societyn blogi . Planetary Society (8. kesäkuuta 2009). Käyttöpäivä: 7. maaliskuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.
  105. ↑ Moore, CH; et ai. 1-D DSMC-simulaatio Ion ilmakehän romahtamisesta ja uudelleenmuodostumisesta pimennyksen aikana ja sen jälkeen  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2009. — Voi. 201 , nro. 2 . - s. 585-597 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.01.006 . - .
  106. ↑ Geissler, P.E.; et ai. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io   // Tiede . - 1999. - Voi. 285 , nro. 5429 . - s. 870-874 . - doi : 10.1126/tiede.285.5429.870 . - . — PMID 10436151 .
  107. ↑ Retherford, K.D.; et ai. Ion päiväntasaajan täplät: neutraalien UV-säteilyn morfologia  //  Journal of Geophysical Research. - 2000. - Voi. 105 , no. A12 . - P. 27.157-27.165 . - doi : 10.1029/2000JA002500 . - Tuotekoodi .

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa
 Ja noin
IsäntäplaneettaJupiterJa noin
Ion alueet
  • Bakteerit
  • Bosporinsalmi
  • Bulicam
  • Illyricon
  • Colchis
  • Lerna
  • simpukka
  • Mycenae
  • Tarsus
  • Khalib
Ion tulivuoret
Pateri Io
Ion vuoret
Opiskelu
  • Luokka:io
  • Portaali: Tähtitiede
  • Wikimedia Commons: Io
 Jupiterin kuut
Sisäiset satelliitit
Galilean satelliitit
Himalia ryhmä
Ananke ryhmä
Karme Group
Pasife Group
eristettyjä
satelliitteja
suoralla pyörityksellä
kääntämällä taaksepäin
  • S/2003J12
  • S/2011J1
  • S/2003J2
Listaus ryhmissä kiertoradan puolipääakselin nousevassa järjestyksessä
 Jupiter
Ominaisuudet
satelliitteja
Sisäinen
Galilealainen
Epäsäännöllinen
Tutkimus
muu
Katso myös Luokka: Jupiter aurinkokunta