Ио (спутник)

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Ио
Io highest resolution true color.jpg
Фото Ио, сделанное аппаратом «Галилео» в 1999 г. Желтоватый цвет говорит о высоком содержании серы. Тёмное пятно левее центра — извергающийся вулкан Прометей, его окружают светлые равнины, покрытые оксидом серы.
Другие названия

Юпитер I

Открытие
Первооткрыватель

Галилео Галилей

Дата открытия

8 января 1610[1]

Орбитальные характеристики
Пери

420 000 км

Апо

423 400 км

Средний радиус орбиты (r)

421 700 км

Эксцентриситет орбиты (e)

0,0041

Сидерический период обращения

1,769 137 786 д

Орбитальная скорость (v)

17,334 км/с

Наклонение (i)

2,21° (к эклиптике)
0,05° (к экватору Юпитера)

Чей спутник

Юпитера

Физические характеристики
Размеры

3 660,0 × 3 637,4 × 3 630,6 км[2]

Средний радиус

1 821,3 км (0,286 земного)[2]

Площадь поверхности (S)

41 910 000 км2

Объём (V)

2,53·1010 км3

Масса (m)

8,9319·1022 кг

Средняя плотность (ρ)

3,528 г/см3

Ускорение свободного падения на экваторе (g)

1,796 м/с2 (0,183 g)

Первая космическая скорость (v1)

1,809 км/с

Вторая космическая скорость (v2)

2,558 км/с

Экваториальная скорость вращения

271 км/ч

Период вращения (T)

синхронизирован (повёрнут к Юпитеру одной стороной)

Наклон оси

неизвестен

Альбедо

0,63 ± 0,02[3]

Видимая звёздная величина

5,02 (противостояние)[4]

Температура
 
мин. сред. макс.
поверхностная
90 K 110 K 130 K[5]
Атмосфера
Атмосферное давление

следовое

Состав:

90 % диоксид серы

Ио́ (др.-греч. Ἰώ) — спутник Юпитера, самый близкий к планете из четырёх галилеевых спутников. Имеет диаметр 3 642 километра, что делает её четвёртым по величине спутником в Солнечной системе. Назван в честь мифологической Ио — жрицы Геры и возлюбленной Зевса.

На Ио находится более 400 действующих вулканов, благодаря которым этот спутник является самым геологически активным телом Солнечной системы[6][7]. Эта чрезвычайная активность обусловлена периодическим нагревом недр спутника в результате трения, которое происходит, скорее всего, из-за приливных гравитационных воздействий со стороны Юпитера, Европы и Ганимеда. У некоторых вулканов выбросы серы и диоксида серы настолько сильны, что поднимаются на высоту 500 километров. На поверхности Ио можно заметить более 100 гор, которые выросли благодаря сжатию в основании силикатной коры спутника. Некоторые из этих пиков выше горы Эверест на Земле[8] — например, гора Южная Боосавла выше Эвереста в 2 раза. В отличие от большинства спутников во внешней части Солнечной системы (которые в основном состоят из водяного льда), Ио в основном состоит из силикатных пород, окружающих расплавленное ядро из железа или сернистого железа. На большей части поверхности Ио простираются обширные равнины, покрытые замороженной серой или диоксидом серы.

Вулканизм придаёт поверхности Ио уникальные особенности. Вулканический пепел и потоки лавы постоянно изменяют поверхность и окрашивают её в различные оттенки жёлтого, белого, красного, чёрного и зелёного (во многом благодаря аллотропам и соединениям серы). Потоки лавы на Ио достигают длины 500 километров. Вулканические выбросы создают тонкую неоднородную атмосферу Ио и потоки плазмы в магнитосфере Юпитера, в том числе огромный плазменный тор вокруг него.

Ио сыграла значительную роль в развитии астрономии XVII—XVIII веков. Её, вместе с другими галилеевыми спутниками, открыл Галилео Галилей в 1610 году. Это открытие способствовало принятию модели Солнечной системы Коперника, разработке законов движения планет Кеплера и первому измерению скорости света. Ио наблюдали только как яркую точку вплоть до конца XIX — начала XX века, когда стало возможным рассмотреть самые большие детали её поверхности — тёмно-красный полярный и светлый экваториальный районы. В 1979 году два космических корабля «Вояджер» представили Ио миру как геологически активный спутник с многочисленными вулканами, большими горами и сравнительно молодой поверхностью без каких-либо заметных ударных кратеров. Космический аппарат «Галилео» выполнил несколько близких пролётов в 1990-х и в начале 2000-х годов, получив данные о внутренней структуре и составе поверхности Ио. Эти космические корабли также обнаружили связь между спутником и магнитосферой Юпитера и радиационный пояс вдоль орбиты Ио. Ио получает около 3600 бэр (36 Зв) радиации в день[9].

В дальнейшем Ио наблюдали космический аппарат «Кассини-Гюйгенс» в 2000 году и космическая межпланетная станция «Новые горизонты» в 2007 году, а также, благодаря развитию технологий, наземные телескопы и космический телескоп «Хаббл».

Номенклатура[править | править вики-текст]

Ио, возлюбленная Зевса

Хотя Симон Марий не был признан первооткрывателем галилеевых спутников, для них были приняты данные им названия. В 1614 году вышла его публикация Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici, в которой он предложил названия для ближайших спутников Юпитера, включая «Меркурий Юпитерианский» или первая из «Юпитерианских планет»[10]. Он поддержал предложение Иоганна Кеплера, сделанное в 1613 году, — называть спутники этой планеты в честь возлюбленных Зевса или его римского эквивалента. Крупнейшую из внутренних лун — Ио — он назвал в честь Ио из греческой мифологии[10][11]. Потом названия, предложенные Марием, были забыты и вышли из употребления вплоть до середины 20-го столетия. В более ранней литературе Ио именуется по планетарной принадлежности с добавлением римской цифры, например: «Юпитер I», или просто «первая луна Юпитера».

Детали рельефа Ио именуются в честь персонажей и местностей из мифа об Ио, в честь божеств огня, вулканов, Солнца и грозы из различных мифов, а также в честь персонажей и мест из Ада Данте, подходящих для поверхности вулканической природы.[12] С тех пор как поверхность Ио была достаточно подробно изучена «Вояджером-1», названия получили 225 вулканов, гор, плато и областей с высоким альбедо. Наименованные детали рельефа относятся к таким типам: пате́ра (лат. patera) — вулканический кратер неправильной формы, поток (флуктус[источник не указан 551 день], fluctus) — лавовый поток, долина (vallis) — лавовый канал, эруптивный центр — местность, где заметны первые признаки извержения, гора (mons), столовая гора (mensa), купол (tholus), плато (planum), область (regio)[12]. Примерами поименованных структур могут служить столовая гора Пана, патеры Тваштара и область Колхида[13].

Наблюдения[править | править вики-текст]

Галилео Галилей, первооткрыватель Ио

Первое наблюдение Ио было сделано Галилео Галилеем 7 января 1610 года. Он смог увидеть её при помощи сконструированного им в Падуанском университете рефрактора с 20-кратным увеличением. Однако при первом наблюдении он не смог отделить Ио от другого спутника Юпитера — Европы — и отметил их как один объект. Но уже на следующий день — 8 января 1610 года — он увидел их раздельно (эта дата и признана МАС датой открытия Ио)[1]. Открытие Ио и других галилеевых спутников Галилео опубликовал в работе Sidereus Nuncius в марте 1610 года[14]. Симон Марий в своей работе Mundus Jovialis, опубликованной в 1614 году, утверждал, что наблюдал Ио и другие спутники Юпитера ещё в 1609 году, за одну неделю до открытия их Галилео. Галилео выразил сомнения в подлинности этих утверждений и отклонил заявление Мария как плагиат. Но первое зарегистрированное наблюдение Мария датировано 29 декабря 1609 года по юлианскому календарю, что соответствует 8 января 1610 года по григорианскому календарю, которым пользовался Галилео[15]. Поскольку Галилео первым опубликовал работу, ему и приписывают открытие[16].

В течение двух последующих веков на Ио не могли различить никаких деталей: она наблюдалась только как точка света 5 величины. В XVII веке Ио и другие галилеевы спутники использовались в различных целях: с их помощью моряки определяли долготу[17], проверялся третий закон Кеплера о движениях планет, а также определялось время, за которое свет пройдёт расстояние между Юпитером и Землёй[14]. На основе эфемерид, полученных астрономами, такими как Джованни Кассини, Пьер-Симон Лаплас создал математическую теорию, объясняющую орбитальные резонансы Ио, Европы и Ганимеда[14]. Эти резонансы, как обнаружилось позднее, оказали огромное влияние на геологию этих трёх спутников.

В конце XIX и начале XX веков улучшилась технология создания телескопов и появились телескопы с лучшим разрешением. Это позволило астрономам увидеть крупномасштабные детали на поверхности Ио. В 1890-х годах Эдвард Барнард был первым астрономом, который увидел различия яркости между экваториальной и полярной областями Ио и правильно предположил, что они возникают из-за различия цвета и альбедо этих областей, а не по причине того, что Ио имеет овальную форму (как это было предложено астрономом Уильямом Пикерингом) или из-за того, что экваториальная и полярная области являются двумя отдельными объектами (как это было изначально предложено Барнардом)[18][19][20]. Более поздние телескопические наблюдения за поверхностью Ио подтвердили различие между красновато-коричневой полярной и жёлто-белой экваториальной областью[21].

Телескопические наблюдения Ио в середине XX века стали наводить на мысль о её чрезвычайной геологической активности. Спектрографические наблюдения показали, что, вероятно, поверхность Ио лишена водяного льда (на других галилеевых спутниках он был найден в изобилии)[22]. Те же наблюдения указывают на то, что на поверхности спутника преобладают соли натрия и сера[23]. Радиотелескопические наблюдения Ио показали её влияние на магнитосферу Юпитера, о чём свидетельствуют всплески на декаметровых волнах, происходящие с периодом, равным орбитальному периоду спутника[24].

«Пионер»[править | править вики-текст]

Первыми космическими аппаратами, которые сблизились с Ио, были аппараты-близнецы «Пионер-10» и «Пионер-11», пролетавшие возле неё 3 декабря 1973 года и 2 декабря 1974 года соответственно[25]. Радиослежение за ними позволило уточнить массу Ио. Эти данные, вместе с данными о её размерах, показали, что Ио имеет самую большую среди галилеевых спутников плотность и состоит из силикатных пород, а не водяного льда[26]. При помощи «Пионеров» удалось также заметить тонкий слой атмосферы Ио и интенсивный радиационный пояс возле её орбиты. Камера на борту «Пионера-11» дала хорошее изображение северной полярной области Ио[27]. Детальные снимки должен был сделать и «Пионер-10», но эти наблюдения не удались из-за неправильной работы аппаратуры при высокой радиации[25].

«Вояджер»[править | править вики-текст]

Мозаика поверхности Ио, составленная из снимков, сделанных космическим аппаратом «Вояджер-1»

Пролёты зондов-близнецов «Вояджер-1» и «Вояджер-2» мимо Ио в 1979 году, благодаря их более совершенной системе съёмки, дали гораздо более детальные изображения спутника. «Вояджер-1» пролетал мимо спутника 5 марта 1979 года на расстоянии 20 600 километров[28]. Изображения, снятые во время этого пролёта, показали странный разноцветный пейзаж, лишённый ударных кратеров[29]. На снимках с высоким разрешением видна относительно молодая поверхность, испещрённая ямами странной формы, горами выше Эвереста и веществом, напоминающим потоки лавы.

Вскоре после пролёта «Вояджера-2» инженер навигации «Вояджера» Линда Морабито заметила шлейф, исходящий от поверхности на одном из изображений[30]. При анализе снимков с «Вояджера-1» было замечено девять таких шлейфов, что доказывает наличие вулканической активности на Ио[31]. Она была предсказана в работе Стэна Дж. Пила, Патрика Кассена и Р. Т. Рейнольдса незадолго до получения снимков с «Вояджера-1». Авторы вычислили, что недра Ио должны испытывать существенное периодическое нагревание, вызванное орбитальным резонансом Ио с Ганимедом и Европой[32]. Данные, полученные от «Вояджера-1», показали, что на поверхности Ио преобладает сера и замороженный оксид серы. Они преобладают и в тонком слое атмосферы Ио и торе плазмы, сосредоточенной на его орбите (что также следует из наблюдений «Вояджера»)[33][34][35].

«Вояджер-2» прошёл от Ио на расстоянии 1 130 000 километров 9 июля 1979 года. И хотя этот космический аппарат не приближался к спутнику так, как «Вояджер-1», при сравнении их снимков удалось обнаружить несколько поверхностных изменений, произошедших за четыре месяца между пролётами. Кроме того, наблюдения за Ио после отдаления «Вояджера-2» от системы Юпитера показали, что семь из девяти шлейфов, наблюдавшихся в марте, проявляли активность и в июле 1979 года и только вулкан Пеле выглядел пассивно[36].

«Галилео»[править | править вики-текст]

Снимок «Галилео», на котором видно большое тёмное пятно, очерченное красным кольцом, произведённое сильным извержением патеры Пиллана в 1997 году

Космический аппарат «Галилео» достиг Юпитера в 1995 году (через шесть лет после старта с Земли). Его целью было продолжение и уточнение исследований «Вояджеров» и наземных наблюдений прошлых лет. Местоположение Ио в пределах одного из самых интенсивных радиационных поясов Юпитера исключило возможность длительных близких исследований, но «Галилео» довольно близко пролетел рядом с Ио прежде, чем войти на орбиту, нужную для выполнения своей основной задачи — подробного изучения системы Юпитера. И хотя во время этого пролёта, произошедшего 7 декабря 1995 года, не было сделано ни единого снимка, он принёс значительные результаты: открытие у Ио железного ядра, подобного ядру каменистых планет Солнечной системы[37].

Несмотря на нехватку снимков крупным планом и механические неисправности, которые очень ограничили объём полученных данных, «Галилео» в ходе основной миссии сделал несколько существенных открытий. Он был свидетелем крупного извержения патеры Пиллана и смог подтвердить, что выбросы вулканов состоят из силикатной магмы, богатой магнием и имеющей основный и ультраосновный состав[38]. Съёмка Ио велась практически на каждом обороте «Галилео» в ходе его основной миссии. Это позволило увидеть много действующих вулканов (благодаря тепловому излучению магмы и вулканическим шлейфам), многочисленные горы с разнообразной морфологией и некоторые изменения поверхности в промежутке между наблюдениями «Вояджеров» и «Галилео», а также в промежутке между оборотами «Галилео»[39]. Из 35 витков «Галилео» вокруг Юпитера 7 были спроектированы с целью изучения Ио (максимальное сближение — 102 км, произошло 17 января 2002 года).

Миссия Галилео была дважды продлена — в 1997 и 2000 годах. Во время этих продолжений миссии космический аппарат пролетел мимо Ио три раза в конце 1999 и начале 2000 года и три раза в конце 2001 и начале 2002 года. Наблюдения во время этих пролётов показали геологические процессы, происходящие в вулканах и горах Ио, исключили присутствие магнитного поля и продемонстрировали масштабы вулканической деятельности[39]. В декабре 2000 года космический корабль «Кассини» прошел недалеко от системы Юпитера по пути к Сатурну и делал наблюдения совместно с «Галилео». Тогда был обнаружен новый шлейф на патерах Тваштара и лучше понято сияние Ио[40]. Кроме того, «Кассини» получил новые данные о плазменном торе, формируемом Ио, с помощью своего чувствительного ультрафиолетового спектрометра. Тор состоит из ионизованных атомов и молекул серы с примесью других веществ. Меридиональное сечение тора имеет форму эллипса со сравнимыми осями[41].

Последующие наблюдения[править | править вики-текст]

Изменения поверхности Ио между изучением её КА «Галилео» и КА «Новые горизонты»

После того, как 21 сентября 2003 года миссия «Галилео» была завершена и аппарат сгорел в атмосфере Юпитера, наблюдения за Ио велись только посредством наземных и космических телескопов. В частности, можно выделить снимки, сделанные с помощью адаптивной оптики в обсерватории Кека на Гавайях и снимки телескопа Хаббл, позволяющие учёным следить за действующими на Ио вулканами даже без помощи космических аппаратов в системе Юпитера[42][43].

Космический корабль «Новые горизонты» по пути к Плутону и поясу Койпера пролетал мимо системы Юпитера, в том числе Ио, 28 февраля 2007 года. Во время пролёта было сделано множество отдалённых наблюдений за Ио. Среди них снимки большого шлейфа на вулкане Тваштара, которые, вместе с наблюдениями за шлейфом вулкана Пеле в 1979 году, дали возможность вести первые детальные наблюдения за вулканическим шлейфом крупнейшего класса на Ио[44]. Космический аппарат «Новые Горизонты» также сумел сделать снимок вулкана вблизи патеры Гирру на ранних стадиях извержения и несколько извержений вулканов, которые произошли со времени завершения миссии «Галилео»[44].

В настоящее время для изучения системы Юпитера запланировано две миссии. Аппарат «Юнона», запущенный 5 августа 2011 года НАСА[45], ограничен в возможностях съёмки, но может обеспечить мониторинг вулканической деятельности Ио своим ближним инфракрасным спектрометром JIRAM. Запланированная дата выхода «Юноны» на нужную орбиту — август 2016 года[45]. Совместная (NASA/ESA/Роскосмос) космическая программа «Europa Jupiter System Mission», одобренная в феврале 2009 года, намечена на 2020 год. Число аппаратов, которые будут запущены, варьирует от двух до четырёх: «Jupiter Europa Orbiter» (NASA), «Jupiter Ganymede Orbiter» (ESA)[46], «Jupiter Magnetospheric Orbiter» (JAXA) и «Jupiter Europa Lander» (Роскосмос). Исследование Ио входит в планы только у «Jupiter Europa Orbiter», который сделает четыре пролёта возле Ио в 2025 и 2026 годах до входа на орбиту вокруг Европы. Вклад ESA в эту миссию всё ещё сталкивается с конкуренцией за финансирование со стороны других его космических проектов[47]. В дополнение к этим миссиям, которые уже одобрены НАСА, было предложено ещё несколько более специализированных миссий. Одна миссия, названная «Наблюдатель вулканов Ио» («Io Volcano Observer»), должна была бы начаться в 2015 году как миссия класса Discovery и включала бы несколько пролётов мимо Ио, однако сейчас она остаётся в фазе концепции миссии[48].

Орбита и вращение[править | править вики-текст]

Анимация, демонстрирующая Лапласов резонанс Ио с Европой и Ганимедом

Орбита Ио расположена на расстоянии 421 700 км от центра Юпитера, и в 350 000 км от верхнего слоя его облаков. Ио — пятый по отдалению от Юпитера его спутник и самый внутренний из галилеевых спутников. Её орбита пролегает между Фивой и Европой. Ей требуется 42,5 часа, чтобы совершить полный оборот вокруг Юпитера (достаточно быстро, чтобы её движение было заметно за одну ночь наблюдений). Ио находится в орбитальном резонансе 2:1 с Европой и 4:1 с Ганимедом, то есть успевает обернуться вокруг Юпитера 2 раза за время одного оборота Европы и 4 раза за время одного оборота Ганимеда. Такой резонанс поддерживает эксцентриситет орбиты Ио (0,0041), что в свою, далеко не последнюю, очередь служит основной причиной небывалой геоактивности спутника (см. раздел «Приливный разогрев» для более детального объяснения).[32] Без такого резонанса орбита Ио скруглилась бы из-за приливного ускорения, и она, скорее всего, никогда бы не была таким геологически активным спутником.

Как и другие галилеевы спутники, а также земная Луна, Ио — синхронный спутник: одно из её полушарий всегда обращено к Юпитеру. На этом основана система определения долгот на Ио. Начальный меридиан проходит через точку, обращённую к Юпитеру. Полушарие, направленное в сторону движения спутника по орбите, называется ведущим, а противоположное — ведомым.[49]

Взаимодействие с магнитосферой Юпитера[править | править вики-текст]

Схема магнитосферы Юпитера и воздействия Ио (около центра изображения): плазменный тор (красное), нейтральное облако (жёлтое), потоковая трубка (зелёное), и линии магнитного поля (голубое)[50].

Ио играет важную роль в формировании магнитного поля Юпитера. Магнитосфера Юпитера вбирает в себя газы и пыль из тонкой атмосферы Ио со скоростью 1 тонна в секунду[51]. Эта материя в основном состоит из ионизированной и нейтральной серы, кислорода и хлора; атомарного натрия и калия; молекулярного диоксида серы и серы; а также пыли хлорида натрия[51][52]. Они выбрасываются вулканами Ио, попадают в её атмосферу, а далее — в магнитосферу Юпитера и, иногда, в межпланетное пространство. Вся эта материя, в зависимости от её состава и степени ионизации, оказывается в различных нейтральных облаках и радиационных поясах юпитерианской магнитосферы, а иногда и покидает пределы системы Юпитера.

Ио окружает атомарное облако из серы, кислорода, натрия и калия. Оно тянется до расстояния от её поверхности, равного примерно шести её радиусам. Эти частицы берутся из верхних слоёв атмосферы спутника. Они возбуждаются из-за столкновений с частицами плазменного тора (как будет рассказано ниже) и других процессов в сфере Хилла Ио, где её сила тяжести преобладает над юпитерианской. Часть всей этой материи покидает атмосферу Ио и выходит на орбиту вокруг Юпитера. В течение 20 часов эти частицы покидают сферу Хилла Ио и формируют бананообразное нейтральное облако, которое может распространятся на расстояние до 6 юпитерианских радиусов от Ио — или внутри орбиты Ио и перед спутником, или вне орбиты Ио и позади спутника[51]. Столкновения, которые возбуждают частицы, также иногда снабжают электронами ионы натрия в плазменном торе, и образовавшиеся нейтральные атомы вылетают из тора. Однако эти частицы всё ещё сохраняют свою скорость в 70 км/с (тогда как орбитальная скорость Ио — 17 км/с), и формируют струи вещества позади Ио[53].

Орбита Ио проходит в пределах радиационного пояса, известного как плазменный тор Ио. Это пончикообразное кольцо ионизированной серы, кислорода, натрия и хлора. Плазма в нём образуется из нейтральных атомов «облака», окружающего Ио, которые ионизируются и увлекаются магнитосферой Юпитера[51]. В отличие от частиц нейтрального облака, эти частицы обращаются вокруг Юпитера совместно с его магнитосферой на скорости 74 км/с. Как и остальная часть магнитосферы Юпитера, плазменный тор наклонён к экватору Юпитера (и к орбитальной плоскости Ио). Это означает, что Ио находится то выше, то ниже ядра тора. Как было отмечено выше, более высокая скорость и энергия этих ионов частично ответственны за утечку нейтральных атомов и молекул из атмосферы Ио и протяжённого нейтрального облака. Тор состоит из трёх частей: внешнего «тёплого» тора, который располагается сразу за орбитой Ио; вертикально-широкого региона, известного как «лента» и состоящего из нейтральной области-источника, а также охлаждённой плазмы, расположенной в районе орбиты Ио; а также внутренней части, «холодного» тора, состоящего из частиц, которые медленно по спирали двигаются к Юпитеру[51]. После примерно 40-дневного пребывания в «тёплом торе» частицы его покидают. Частично они ответственны за необычайно большую магнитосферу Юпитера[54]. Частицы с Ио были обнаружены датчиками КА «Новые Горизонты» по вариациям магнитосферной плазмы очень далеко от спутника (в хвосте магнитосферы). Чтобы изучать подобные изменения внутри плазменного тора, исследователи измеряют его ультрафиолетовое излучение. Пока такие перемены не были окончательно увязаны с переменами в вулканической активности Ио (основного источника материи в плазменном торе), считается что их причиной служит нейтральное облако натрия[55].

Приближаясь к Юпитеру в 1992 году, КА «Улисс» зафиксировал поток пылевидных частиц, направленный из системы Юпитера[56]. Пыль в этих потоках удаляется от Юпитера на скоростях в несколько сот километров в секунду, имеет размер около 10 μm, и состоит в основном из хлорида натрия[52][57]. Исследования пыли, проведённые «Галилео», выявили, что пылевые потоки происходят с поверхности Ио, но точный механизм их формирования неизвестен: они могут быть результатом вулканической активности или столкновений с поверхностью Ио[58].

Линии магнитного поля Юпитера, которые пересекают Ио, соединяют атмосферу Ио и нейтральное облако с верхними слоями полярной атмосферы Юпитера электрическим током, известным как потоковая трубка Ио[уточнить].[51] Этот ток служит причиной полярных сияний в юпитерианской атмосфере, которые именуются «следом Ио»[уточнить], а также сияний в атмосфере Ио. Частицы, идущие по этой трубке, делают полярные области Юпитера тёмными в видимом свете. Местоположение Ио и её «следа» в атмосфере Юпитера относительно Земли и Юпитера сильно влияет на интенсивность наблюдаемого радиоизлучения Юпитера: она сильно увеличивается, когда Ио в зоне видимости[24][51]. КА «Юнона», который стартовал к Юпитеру 5 августа 2011 года и прибудет к нему в июле 2016, должен пролить свет на взаимодействие между Ио и магнитосферой Юпитера. Линии юпитерианского магнитного поля, проходящие сквозь ионосферу Ио, генерируют электрические токи, которые создают магнитное поле в недрах Ио. Считается, что индуцированное магнитное поле Ио генерируется в частично расплавленной силикатной магме в 50 километрах под поверхностью спутника[59]. Схожие индуцированные магнитные поля «Галилео» обнаружил и на остальных галилеевых спутниках, где они генерируются предположительно подповерхностными водными океанами.

Структура[править | править вики-текст]

Ио не похожа на большинство спутников газовых планет (содержащих много льда) и состоит в основном из силикатов и железа, как и планеты земной группы. Ио по размеру немногим больше спутника Земли — Луны. Её средний радиус равен приблизительно 1 821,3 километра (на 5 % больше среднего радиуса Луны), а масса составляет 8,9319×1022 килограмм (примерно на 21 % больше, чем у Луны). Ио имеет форму эллипсоида, большая ось которого направлена в сторону Юпитера. Среди галилеевых спутников по массе и объёму Ио стоит после Ганимеда и Каллисто, но перед Европой.

Внутренняя структура[править | править вики-текст]

Модель возможного внутреннего строения Ио с ядром, состоящим из железа или сульфида железа (выделено серым цветом), силикатной корой (выделено коричневым) и частично расплавленной силикатной мантией между ними (выделено оранжевым)

Ио, состоящая в основном из силикатных пород и железа, ближе по составу к планетам земной группы, чем к другим спутникам во внешней части Солнечной системы (которые состоят главным образом из водяного льда и силикатов). Плотность Ио равна 3,5275 г/см3, что больше, чем у других галилеевых спутников (и даже чем у Луны), и это ставит Ио на первое место по плотности среди спутников в Солнечной системе[60]. Модели, составленные по измеренным «Вояджерами» и «Галилео» массе, радиусу и коэффициентам гравитационного квадруполя (числа, описывающие распределение массы в пределах объекта), указывают на то, что Ио расслоена на ядро из железа или сульфида железа и кору с мантией, которые богаты силикатами[37]. Металлическое ядро составляет приблизительно 20 % от массы Ио[61]. Радиус ядра зависит от содержания серы: если оно состоит из чистого железа, его радиус лежит в пределах 350—650 км, а если оно состоит из соединений железа и серы — в пределах 550—900 км. Магнитометр «Галилео» не обнаружил у Ио собственное магнитное поле, и это указывает на то, что в её железном ядре нет конвекции[62].

Моделирование внутреннего состава Ио указывает на то, что её мантия состоит по крайней мере на 75 % из богатого магнием минерала форстерита, и её состав подобен составу метеоритов L-хондритов и LL-хондритов. Отношение концентраций железа и кремния там выше, чем на Луне или Земле, но ниже, чем на Марсе[63][64]. Поддержание теплового потока, наблюдаемого на Ио, требует, чтобы 10—20 % мантии были в расплавленном виде, хотя в областях, где наблюдается высокотемпературный вулканизм, доля расплавленного вещества может быть больше[65]. Однако повторный анализ данных магнитометра «Галилео» в 2009 году показал наличие на Ио индуцированного магнитного поля, для которого необходим океан магмы на глубине 50 км[59]. Следующее исследование, опубликованное в 2011 году, предоставило прямые доказательства существования такого океана[66]. Толщина этого слоя оценивается в 50 км, и он составляет около 10 % мантии Ио. Температура там достигает примерно 1 200 °C. Неизвестно, совместимо ли это 10—20-процентное плавление с условием значительного количества расплавленных силикатов в этом вероятном океане магмы[67]. Толщина литосферы Ио, состоящей из базальта и серы и образованной интенсивным вулканизмом, составляет не менее 12 километров и, вероятно, не более 40 километров[61][68].

Приливный разогрев[править | править вики-текст]

Наиболее вероятным источником внутреннего тепла Ио (в отличие от Земли и Луны) считают приливный разогрев недр спутника[69] в результате орбитальных резонансов Ио с Европой и Ганимедом[32], а не радиоактивный распад. Такой разогрев зависит от расстояния между Ио и Юпитером, эксцентриситета её орбиты, состава и физических характеристик её недр[65]. Резонанс Лапласа с Европой и Ганимедом поддерживает эксцентриситет Ио и предотвращает скругление орбиты Ио, которое иначе происходило бы из-за диссипации приливной энергии. Орбитальный резонанс поддерживает и текущий радиус орбиты Ио (иначе приливы на Юпитере заставляли бы Ио медленно удаляться от него)[70]. Изменение высоты приливного горба Ио между апоцентром и перицентром может достигать 100 метров. Трение при этих подвижках создаёт в недрах Ио приливный разогрев, а он поддерживает расплавленной существенную часть мантии и ядра спутника. Это делает возможной вулканическую активность[69]. Приливный разогрев даёт примерно в 200 раз больше тепла, чем радиоактивный распад[6]. Оценки, сделанные на основе измерений теплового потока из «горячих» областей Ио, показали, что мощность приливного разогрева может достигать 0,6 — 1,6×108 МВт, что на два порядка превышает суммарную мощность, потребляемую человечеством (2×106 МВт). Модели орбиты Ио показывают, что мощность приливного разогрева недр Ио изменяется со временем, и текущий тепловой поток не репрезентативен для долгосрочной перспективы[65].

Поверхность[править | править вики-текст]

Карта поверхности Ио.
Карта поверхности Ио.

По аналогии с древней поверхностью Луны, Марса и Меркурия ученые ожидали увидеть на первых изображениях Ио, полученных «Вояджером-1», многочисленные ударные кратеры (а их концентрация позволила бы оценить возраст поверхности). Но они были весьма удивлены, обнаружив, что ударных кратеров там почти нет. Вместо них видны гладкие равнины, усеянные высокими горами, потоками лавы и ямами различных форм и размеров[29]. В отличие от большинства других космических объектов, Ио покрыта множеством разноцветных веществ, в основном модификациями и соединениями серы[71]. Малое количество ударных кратеров показывает, что поверхность Ио, как и поверхность Земли, геологически молода. Кратеры на Ио быстро покрываются вулканическими выбросами. Эти выводы были подтверждены по меньшей мере девятью действующими вулканами, наблюдавшимися «Вояджером-1»[31].

В дополнение к вулканам на Ио есть невулканические горы, вязкие лавовые потоки, достигающие длины в сотни километров, озёра расплавленной серы и кальдеры, глубина которых доходит до нескольких километров.

В 2012 году была составлена полная геологическая карта Ио, для которой использовались изображения с разной детализацией, которые при помощи компьютера склеили в единую мозаику с разрешением 1 км на пиксель. Карта составлялась 6 лет. Возглавил проект Дэвид Уильямс (David Williams) из университета Аризоны. Исследователи также составили онлайновую базу данных по Ио, включающую не только новую геологическую карту, но и многочисленные снимки с космических аппаратов и данные ряда иных измерений[72].

Поверхностный состав[править | править вики-текст]

Вращение Ио. Большое красное кольцо окружает вулкан Пеле

Красочный внешний вид Ио — результат интенсивной работы вулканов, которые выбрасывают различные вещества. Среди них — силикаты (например, ортопироксен), сера и диоксид серы[73]. Иней из диоксида серы покрывает почти всю поверхность Ио, окрашивая большие области в белый или серый цвет. На многих областях спутника видна и сера благодаря своему жёлтому или жёлто-зелёному цвету. В средних и высоких широтах радиация разбивает обычно устойчивые восьмиатомные циклические молекулы серы S8, и в результате полярные области Ио окрашены в красно-коричневый цвет[18].

Взрывной вулканизм, часто дающий шлейфы вулканического пепла, образующие причудливые формы, окрашивает поверхность силикатами и соединениями серы. Осадки этих шлейфов часто окрашены в красный или белый цвет (в зависимости от содержания серы и её диоксида). Как правило, шлейфы, образованные в жерле вулкана в результате дегазации лавы, содержат большее количество S2 и дают красные осадки, выпадающие веером, или, в исключительных случаях, большими (часто более 450 километров радиусом) кольцами[74]. Яркий пример красного кольца из осадков шлейфа мы можем наблюдать вокруг вулкана Пеле. Этот красный осадок состоит в основном из серы (в основном 3- и 4-атомной молекулярной серы), двуокиси серы, и, вероятно, Cl2SO2[73]. Шлейфы, образованные на границах потоков силикатной лавы, дают белые или серые осадки (продукт взаимодействия этой лавы с серой и двуокисью серы, лежащими на поверхности).

Картирование состава и высокая плотность Ио указывают на то, что на Ио практически нет воды, хотя там были ориентировочно идентифицированы небольшие карманы водяного льда или гидратированных минералов (прежде всего на северо-западной стороне горы Gish Bar Mons)[75]. Эта нехватка воды, вероятно, связана с тем, что во времена формирования Солнечной системы Юпитер был достаточно горячим, чтобы такие летучие вещества, как вода, улетучились из окрестностей Ио (хотя и недостаточно горячим, чтобы так произошло и на более далёких спутниках).

Вулканизм[править | править вики-текст]

Активные потоки лавы в патерах Тваштара, изображения получены «Галилео» в ноябре 1999 и феврале 2000 года.

Приливной разогрев, вызываемый орбитальным эксцентриситетом, служит причиной того, что Ио — самая геологически активная луна в Солнечной системе, с сотнями вулканов и обширными потоками лавы. Во время особо крупных извержений потоки лавы могут тянуться на десятки и даже сотни километров. Состоят они в основном из базальтовой лавы с основным или ультраосновным (с большим содержанием магния) составом. В результате вулканической активности сера, диоксид серы (в виде газа) и силикатная пирокластическая материя (в виде пепла) поднимаются на высоту до 200 километров в открытый космос в виде своеобразных «зонтиков», а после выпадения окрашивают местность в красный, чёрный и белый цвета. Кроме того, эта материя образует тонкую атмосферу Ио и наполняет обширную магнитосферу Юпитера.

Патера Тупана. Размеры — 75 км, высота утёсов — 900 м. (снимок «Галилео»)

На поверхности Ио нередко встречаются вулканические депрессии, именуемые пате́рами[76]. Для них характерно плоское дно и крутые стены. Они очень напоминают земные кальдеры, правда, до сих пор неизвестно, образуются ли они путём коллапса «лавовой комнаты» и обрушения вершины вулкана, как их земные аналоги. Одна из гипотез говорит, что эти геоструктуры создаются путём эксгумации вулканических силлов, а перекрывающие слои или сносятся прочь, или включаются в состав силла[прояснить][77]. В отличие от схожих геоструктур на Земле и Марсе, вулканические депрессии на Ио в общем случае не лежат на пике щитовидных вулканов и обычно куда крупней, со средним диаметром около 41 км, а крупнейшая — патера Локи — 202 километра диаметром[76]. Независимо от механизма формирования, морфология и распределение многих патер даёт основания предполагать, что они тесно связаны с крупномасштабными структурами — немало из них граничат с горами или разломами[76]. Патеры часто служат источниками вулканических извержений или далеко растекающихся лавовых потоков, как в случае извержения в патере Гиш-Бара в 2001 году, или сами заполняются лавой и становятся лавовыми озёрами[7][78]. Лавовые озёра на Ио покрыты лавовой коркой, которая рушится и обновляется непрерывно (как в случае Пеле) или эпизодически (как в случае Локи)[79][80].

Потоки лавы — характерные для Ио детали пейзажа. Магма вырывается на поверхность через провалы в дне патер или через трещины на равнинах, создавая широкие многочисленные лавовые потоки, напоминающие те, что можно увидеть около вулкана Килауэа на Гавайах. На изображениях, полученных КА «Галилео», видно, что многие лавовые потоки, текущие из таких вулканов как Прометей или Амирани, повторяют пути прежних потоков, наращивая слой отложений[81]. На Ио наблюдались и более длинные лавовые потоки. К примеру, передний край потоков с Прометея продвинулся с 75 до 95 км между пролётом КА «Вояджер» в 1979 и первым наблюдением «Галилео» в 1996 году. Одно из крупных извержений в 1997 выбросило более 3500 км2 свежей лавы, которая заполнила патеру Пиллана.[38]

Анимация из пяти снимков с КА «Новые горизонты». Видно, как вулкан Тваштар извергает материю на 330 км над поверхностью.

Анализ изображений, полученных КА «Вояджер», заставил учёных предположить, что лавовые потоки на Ио состоят главным образом из расплавленной серы. Однако последующие наземные инфракрасные наблюдения и замеры с КА «Галилео» указывают на то, что на самом деле потоки в основном состоят из базальтовой лавы с включениями основных и ультраосновных горных пород. Эти предположения основаны на замерах температур «горячих пятен» Ио (областей термальной эмиссии), которые показали температуру в 1300 K, а местами и в 1600 K.[82] Первоначальные оценки температуры извержений в области 2000 K[38], оказавшиеся неверными, объясняются неправильными тепловыми моделями, использовавшимися для моделирования температур.[82]

Открытие своеобразных «султанов» («плюмажей») из извергаемой материи над Пеле и Локи послужило первым сигналом того, что Ио — геологически активный спутник[30]. Обычно такие султаны появляются когда летучие вещества вроде серы или диоксида серы поднимаются ввысь над вулканами Ио на скорости около 1 км/с, формируя на высоте своеобразный зонтик из пыли и газа. Помимо вышеуказанных веществ, в вулканических султанах встречаются натрий, калий и хлор[83][84]. Султаны формируются двумя разными путями.[85] Самые большие султаны появляются когда сера и газообразный диоксид серы извергаются из вулканов или лавовых озёр, зачастую захватывая с собой силикатно-пирокластическую материю. Эти султаны формируют красные (из короткоцепочечной серы) и чёрные (силикатно-пирокластический материал) отложения на поверхности. Кольца отложений, образованные таким способом, самые большие: их диаметр иногда превышает 1000 км. Такие кольца окружают вулкан Пеле и патеры Тваштара и Дажбога. Другой тип султанов возникает из-за того, что потоки лавы испаряют иней из диоксида серы, и он улетает ввысь уже в виде пара. Обычно высота таких султанов меньше 100 километров, но это наиболее долгоживущие из султанов. Они часто формируют на поверхности яркие круглые отложения из двуокиси серы. Они есть, например, в районе Прометея, Амирани и Масуби.

Горы[править | править вики-текст]

Гора Тохиль высотой 8,8 километра. Фото космического аппарата «Галилео»

На Ио насчитывается 100—150 гор. Средняя их высота — 6 километров, а максимальная — 17,5±1,5 километров (у Южной горы Боосавла, South Boösaule Montes)[8]. Горы часто представляют собой большие (со средней длиной 157 км) изолированные геологические структуры. Глобальных тектонических структур, как на Земле, не видно[8]. Огромный размер гор говорит о том, что они состоят в основном из силикатных пород, а не из серы[86].

Несмотря на обширный вулканизм, определяющий внешность Ио, происхождение почти всех её гор не вулканическое. Большинство из них образуется в результате напряжений сжатия в литосфере, которые поднимают и зачастую наклоняют куски коры Ио, надвигая их друг на друга[87]. Давление, ведущее к образованию гор, — результат непрерывного оседания вулканических материалов[87]. Глобальное распределение гор по поверхности Ио, по-видимому, противоположно распределению вулканических структур — в областях с наименьшим количеством вулканов много других гор и наоборот[88]. Это указывает на наличие в литосфере Ио крупных областей, в некоторых из которых происходит сжатие (формирующее горы), а в другом — расширение (благоприятное для образования патер)[89]. Однако в отдельных областях горы и патеры расположены близко друг к другу. Это можно объяснить тем, что магма часто достигает поверхности через разломы, образованные при формировании гор[76].

Горы Ио (как и вообще геологические структуры, возвышающиеся над равнинами) имеют различные формы. Самая распространенная среди них — плато[8]. Они напоминают большие столовые горы с плоской вершиной с неровной поверхностью. Другие горы, видимо, — накренённые блоки коры Ио с пологим склоном (образованным из плоской поверхности) и крутым обрывом, где на поверхность выходят прежде глубоко расположенные слои. У обоих типов гор часто встречаются крутые эскарпы вдоль одного или нескольких краев. Лишь немногие горы на Ио имеет вулканическое происхождение. Они напоминают маленькие щитовидные вулканы с крутыми склонами (6—7°) вблизи их небольшой кальдеры и более пологими склонами по краям[90]. Вулканические горы небольшие и достигают в среднем только 1—2 километра в высоту и 40—60 километров в ширину. Морфология некоторых других структур (где из центральной патеры исходят тонкие потоки, как в патере Ра) говорит о том, что это тоже щитовидные вулканы, но с очень пологими склонами[90].

По-видимому, практически все горы на Ио находятся на некоторой стадии разрушения. У их подножий распространены крупные оползни. Видимо, осыпание — основной фактор разрушения гор. Для столовых гор и плато Ио обычны зубчатые края, которые получаются из-за выветривания двуокиси серы, что создаёт слабые места вдоль края гор[91].

Атмосфера[править | править вики-текст]

Полярное сияние в верхних слоях атмосферы Ио. Различными цветами светятся различные компоненты атмосферы. Зелёное свечение даёт натрий, красное — кислород, синее — вулканические газы, такие как диоксид серы. Изображение получено во время затмения на Ио

Ио имеет очень тонкую атмосферу, состоящую в основном из двуокиси серы (SO2) с незначительным содержанием моноксида серы (SO), хлорида натрия (NaCl) и атомарных серы и кислорода[92]. Плотность и температура атмосферы существенно зависят от времени суток, широты, вулканической активности и количества поверхностного инея. Максимальное атмосферное давление на Ио колеблется от 0,33×10−4 до 3×10−4 Па или от 0,3 до 3 нбар. Оно наблюдается на противоюпитерианском полушарии Ио и вдоль экватора, и иногда наблюдается в начале второй половины дня, когда температура поверхности достигает максимума[92][93][94]. Были замечены и пики давления в вулканических шлейфах, где оно составляло 5×10−4—40×10−4 Па (5—40 нбар)[34]. Самое низкое атмосферное давление наблюдается на ночной стороне спутника, где оно падает до величин 0,1×10−7—1×10−7 Па (0,0001—0,001 нбар)[92][93]. Температура атмосферы Ио колеблется в пределах от температуры поверхности на малых высотах, где газообразный диоксид серы находится в равновесии с инеем, до 1800 К на больших высотах, где низкая плотность делает возможным нагрев от заряженных частиц в плазменном торе Ио и джоулев нагрев от токовой трубки Ио[92][93]. Низкое давление ограничивает влияние атмосферы на поверхность, за исключением временного перераспределения двуокиси серы между богатыми и бедными инеем областями и расширения размеров областей осадков вулканических шлейфов, когда вулканические выбросы падают в более плотную дневную атмосферу[92][93]. Тонкая атмосфера Ио также показывает, что любые зонды, которые будут приземляться на Ио, не будут нуждаться в аэродинамической оболочке с тепловым экраном, но зато должны быть оснащены ретро-ракетами для замедления и остановки аппарата для более мягкого приземления. Малая толщина атмосферы требует и большую устойчивость аппарата к радиации.

Газ из атмосферы Ио сгоняется в магнитосферу Юпитера, улетучиваясь или в нейтральное облако, окружающее Ио, или в плазменный тор (кольцо ионизированных частиц), которое находится на орбите Ио, но вращается совместно с магнитосферой Юпитера. Посредством этого процесса каждую секунду из атмосферы Ио удаляется около тонны газа и, следовательно, она должна пополняться с той же скоростью[51]. Основной источник S2 O2 — вулканические выбросы. Они закачивают в атмосферу Ио в среднем 10 тонн двуокиси серы в секунду, но большая часть этих выбросов выпадает обратно на поверхность[95]. Атмосферная двуокись серы находится в газообразном виде в основном за счёт нагрева инея солнечным светом и его сублимации[96]. Атмосфера на дневной стороне в основном сосредоточена в пределах 40° от экватора, где поверхность самая тёплая, а вулканические выбросы самые активные[97]. Существование атмосферы за счёт сублимации согласуется с тем, что плотность атмосферы максимальна на противоюпитерианском полушарии Ио, где больше всего инея SO2, и с тем, что эта плотность увеличивается при приближении Ио к Солнцу[92][96][98]. Однако некоторый вклад в атмосферу делают и вулканические выбросы, так как самая высокая её плотность наблюдается возле жерл вулканов[92]. Поскольку давление двуокиси серы в атмосфере тесно связано с поверхностной температурой, атмосфера Ио в некоторой мере съёживается ночью или когда спутник находится в тени Юпитера. Деградация атмосферы во время затмения несколько ограничена образованием диффузионного слоя моноксида серы в самой нижней части атмосферы[прояснить], но атмосферное давление на ночной стороне Ио на два—четыре порядка меньше, чем в максимуме сразу после полудня[93][99]. Второстепенные составляющие атмосферы Ио (такие как NaCl, SO, O и S) берутся из вулканических выбросов или в результате фотодиссоциации SO2 (распада, вызванного солнечным ультрафиолетовым излучением), либо в процессе разрушения поверхностных отложений заряженными частицами из магнитосферы Юпитера[96].

На изображениях Ио, сделанных высокочувствительными камерами во время затмения спутника, видны полярные сияния[100]. Как и на Земле, эти сияния вызываются радиацией, поражающей атмосферу, но в случае Ио заряженные частицы прибывают по линиям магнитного поля Юпитера, а не от солнечного ветра. Обычно полярные сияния наблюдаются возле магнитных полюсов планет, но у Ио они самые яркие вблизи экватора. У Ио нет собственного магнитного поля, поэтому заряженные частицы, движущиеся вдоль магнитного поля Юпитера, беспрепятственно воздействуют на атмосферу спутника. Ярчайшие полярные сияния возникают вблизи экватора — там, где линии магнитного поля параллельны поверхности спутника и, следовательно, пересекают бо́льшую толщу газа. Полярные сияния в этих областях колеблются в зависимости от изменений ориентации наклонённого магнитного диполя Юпитера[101]. Кроме экваториальных, наблюдаются и другие полярные сияния (тоже видимые на изображении выше): красное свечение атомов кислорода вдоль лимба Ио и зелёное свечение атомов натрия на её ночной стороне[84].

Примечания[править | править вики-текст]

  1. 1 2 Blue, Jennifer Planet and Satellite Names and Discoverers. USGS (9 ноября 2009). Проверено 13 января 2010. Архивировано из первоисточника 17 августа 2011.
  2. 1 2 Thomas, P. C.; et al. (1998). «The Shape of Io from Galileo Limb Measurements». Icarus 135 (1): 175–180. DOI:10.1006/icar.1998.5987. Bibcode1998Icar..135..175T.
  3. Yeomans, Donald K. Planetary Satellite Physical Parameters. JPL Solar System Dynamics (July 13, 2006). Проверено 5 ноября 2007. Архивировано из первоисточника 18 января 2010.
  4. Classic Satellites of the Solar System. Observatorio ARVAL. Проверено 28 сентября 2007. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  5. Rathbun, J. A. (2004). «Mapping of Io's thermal radiation by the Galileo photopolarimeter-radiometer (PPR) instrument». Icarus 169 (1): 127–139. DOI:10.1016/j.icarus.2003.12.021. Bibcode2004Icar..169..127R.
  6. 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. — P. 419–431. — ISBN 978-0-12-088589-3.
  7. 1 2 Lopes, R. M. C.; et al. (2004). «Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys». Icarus 169 (1): 140–174. DOI:10.1016/j.icarus.2003.11.013. Bibcode2004Icar..169..140L.
  8. 1 2 3 4 Schenk, P.; et al. (2001). «The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo». Journal of Geophysical Research 106 (E12): 33201–33222. DOI:10.1029/2000JE001408. Bibcode2001JGR...10633201S.
  9. Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Introduction to Space Sciences). California State University, Fresno (29 февраля 2000). Проверено 4 июля 2009. Архивировано из первоисточника 24 января 2012.
  10. 1 2 Marius S. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. — 1614.
  11. Marius, S. (1614). «Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici». (где он приписывает предложение Кеплеру)
  12. 1 2 Blue, Jennifer Categories for Naming Features on Planets and Satellites. USGS (October 16, 2006). Проверено 14 июня 2007. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  13. Blue, Jennifer Io Nomenclature Table of Contents. USGS (June 14, 2007). Проверено 14 июня 2007. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  14. 1 2 3 Cruikshank D. P. A history of the exploration of Io // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — P. 5–33. — ISBN 3-540-34681-3.
  15. Van Helden, Albert The Galileo Project / Science / Simon Marius. Rice University (14). Проверено 7 января 2010. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  16. Baalke, Ron Discovery of the Galilean Satellites. Jet Propulsion Laboratory. Проверено 7 января 2010. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  17. O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. Longitude and the Académie Royale. University of St. Andrews (February 1997). Проверено 14 июня 2007. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  18. 1 2 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. Bibcode1894MNRAS..54..134B.
  19. Dobbins, T.; and Sheehan, W. (2004). «The Story of Jupiter's Egg Moons». Sky & Telescope 107 (1): 114–120.
  20. 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. Bibcode1891MNRAS..51..543B.
  21. Minton, R. B. (1973). «The Red Polar Caps of Io». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 10: 35–39. Bibcode1973CoLPL..10...35M.
  22. Lee, T. (1972). «Spectral Albedos of the Galilean Satellites». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 9 (3): 179–180. Bibcode1972CoLPL...9..179L.
  23. Fanale, F. P.; et al. (1974). «Io: A Surface Evaporite Deposit?». Science 186 (4167): 922–925. DOI:10.1126/science.186.4167.922. PMID 17730914. Bibcode1974Sci...186..922F.
  24. 1 2 Bigg, E. K. (1964). «Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission». Nature 203 (4949): 1008–1010. DOI:10.1038/2031008a0. Bibcode1964Natur.203.1008B.
  25. 1 2 Fimmel, R. O.; et al. First into the Outer Solar System. Pioneer Odyssey. NASA (1977). Проверено 5 июня 2007. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  26. Anderson, J. D.; et al. (1974). «Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10». Science 183 (4122): 322–323. DOI:10.1126/science.183.4122.322. PMID 17821098. Bibcode1974Sci...183..322A.
  27. Pioneer 11 Images of Io. Galileo Home Page. Проверено 21 апреля 2007. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  28. Voyager Mission Description (англ.). The Planetary Rings Node — Planetary Data System (НАСА). Институт SETI (19 February 1997). Проверено 19 апреля 2014. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  29. 1 2 Smith, B. A.; et al. (1979). «The Jupiter system through the eyes of Voyager 1». Science 204 (4396): 951–972. DOI:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430. Bibcode1979Sci...204..951S.
  30. 1 2 Morabito, L. A.; et al. (1979). «Discovery of currently active extraterrestrial volcanism». Science 204 (4396). DOI:10.1126/science.204.4396.972. PMID 17800432. Bibcode1979Sci...204..972M.
  31. 1 2 Strom, R. G.; et al. (1979). «Volcanic eruption plumes on Io». Nature 280 (5725): 733–736. DOI:10.1038/280733a0. Bibcode1979Natur.280..733S.
  32. 1 2 3 Peale, S. J.; et al. (1979). «Melting of Io by Tidal Dissipation». Science 203 (4383): 892–894. DOI:10.1126/science.203.4383.892. PMID 17771724. Bibcode1979Sci...203..892P.
  33. Soderblom, L. A.; et al. (1980). «Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results». Geophys. Res. Lett. 7 (11): 963–966. DOI:10.1029/GL007i011p00963. Bibcode1980GeoRL...7..963S.
  34. 1 2 Pearl, J. C.; et al. (1979). «Identification of gaseous SO2 and new upper limits for other gases on Io». Nature 288 (5725): 757-758. DOI:10.1038/280755a0. Bibcode1979Natur.280..755P.
  35. Broadfoot, A. L.; et al. (1979). «Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter». Science 204 (4396): 979–982. DOI:10.1126/science.204.4396.979. PMID 17800434. Bibcode1979Sci...204..979B.
  36. Strom R. G. Volcanic eruptions on Io // Satellites of Jupiter / Morrison, D.. — University of Arizona Press, 1982. — P. 598–633. — ISBN 0-8165-0762-7.
  37. 1 2 Anderson, J. D.; et al. (1996). «Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io». Science 272 (5262): 709–712. DOI:10.1126/science.272.5262.709. PMID 8662566. Bibcode1996Sci...272..709A.
  38. 1 2 3 McEwen, A. S.; et al. (1998). «High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io». Science 281 (5373): 87–90. DOI:10.1126/science.281.5373.87. PMID 9651251. Bibcode1998Sci...281...87M.
  39. 1 2 Perry J.; et al. A Summary of the Galileo mission and its observations of Io // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — P. 35–59. — ISBN 3-540-34681-3.
  40. Porco, C. C.; et al. (2003). «Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings». Science 299 (5612): 1541–1547. DOI:10.1126/science.1079462. PMID 12624258. Bibcode2003Sci...299.1541P.
  41. Холшевников, Константин Владиславович Почему у планет земной группы нет колец?. Соросовский журнал. Проверено 29 декабря 2010. Архивировано из первоисточника 23 августа 2011.
  42. Marchis, F.; et al. (2005). «Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm». Icarus 176 (1): 96–122. DOI:10.1016/j.icarus.2004.12.014. Bibcode2005Icar..176...96M.
  43. Spencer, John Here We Go! (23 февраля 2007). Проверено 3 июня 2007. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  44. 1 2 Spencer, J. R.; et al. (2007). «Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano». Science 318 (5848): 240–243. DOI:10.1126/science.1147621. PMID 17932290. Bibcode2007Sci...318..240S.
  45. 1 2 NASA запустило межпланетную станцию к Юпитеру.
  46. Joint Jupiter Science Definition Team; NASA/ESA Study Team. Europa Jupiter System Mission Joint Summary Report (PDF). NASA/ESA (January 16, 2009). Проверено 21 января 2009. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  47. Cosmic Vision 2015–2025 Proposals. ESA (21 июля 2007). Проверено 20 февраля 2009. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  48. McEwen, A. S.; the IVO Team (2008). "Io Volcano Observer (IVO)" (PDF). Io Workshop 2008. 
  49. Lopes, R. M. C.; D. A. Williams (2005). «Io after Galileo». Reports on Progress in Physics 68 (2): 303–340. DOI:10.1088/0034-4885/68/2/R02. Bibcode2005RPPh...68..303L.
  50. Spencer, J. John Spencer's Astronomical Visualizations. Проверено 25 мая 2007. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  51. 1 2 3 4 5 6 7 8 Schneider N. M. Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — P. 265–286. — ISBN 3-540-34681-3.
  52. 1 2 Postberg, F.; et al. (2006). «Composition of jovian dust stream particles». Icarus 183 (1): 122–134. DOI:10.1016/j.icarus.2006.02.001. Bibcode2006Icar..183..122P.
  53. Burger, M. H.; et al. (1999). «Galileo's close-up view of Io sodium jet». Geophys. Res. Let. 26 (22): 3333–3336. DOI:10.1029/1999GL003654. Bibcode1999GeoRL..26.3333B.
  54. 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.
  55. Medillo, M.; et al. (2004). «Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds». Icarus 170 (2): 430–442. DOI:10.1016/j.icarus.2004.03.009. Bibcode2004Icar..170..430M.
  56. Grün, E.; et al. (1993). «Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft». Nature 362 (6419): 428–430. DOI:10.1038/362428a0. Bibcode1993Natur.362..428G.
  57. Zook, H. A.; et al. (1996). «Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories». Science 274 (5292): 1501–1503. DOI:10.1126/science.274.5292.1501. PMID 8929405. Bibcode1996Sci...274.1501Z.
  58. Grün, E.; et al. (1996). «Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter». Science 274 (5286): 399–401. DOI:10.1126/science.274.5286.399. Bibcode1996Sci...274..399G.
  59. 1 2 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.
  60. Schubert J. et al. Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites. // Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere / F. Bagenal et al.. — Cambridge University Press, 2004. — P. 281–306. — ISBN 978-0-521-81808-7.
  61. 1 2 Anderson, J. D.; et al. (2001). «Io's gravity field and interior structure». J. Geophys. Res. 106 (E12): 32963–32969. DOI:10.1029/2000JE001367. Bibcode2001JGR...10632963A.
  62. 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. DOI:10.1029/2000JA002510. Bibcode2001JGR...10626121K.
  63. Sohl, F.; et al. (2002). «Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites». Icarus 157 (1): 104–119. DOI:10.1006/icar.2002.6828. Bibcode2002Icar..157..104S.
  64. 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. DOI:10.1006/icar.2001.6611. Bibcode2001Icar..151..204K.
  65. 1 2 3 Moore W. B. et al. The Interior of Io. // Io after Galileo / R. M. C. Lopes and J. R. Spencer. — Springer-Praxis, 2007. — P. 89–108. — ISBN 3-540-34681-3.
  66. NASA's Galileo Reveals Magma 'Ocean' Beneath Surface of Jupiter's Moon, Science Daily (May 12, 2011).
  67. Perry, J. Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean. The Gish Bar Times (21 January 2010). Проверено 22 января 2010. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  68. Jaeger, W. L.; et al. (2003). «Orogenic tectonism on Io». J. Geophys. Res. 108 (E8): 12–1. DOI:10.1029/2002JE001946. Bibcode2003JGRE..108.5093J.
  69. 1 2 Солнечная система. Вулканизм на телах Солнечной системы. Соросовская Энциклопедия, Глоссарий Astronet.ru. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  70. Yoder, C. F.; et al. (1979). «How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks». Nature 279 (5716): 767–770. DOI:10.1038/279767a0. Bibcode1979Natur.279..767Y.
  71. Britt, Robert Roy. Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color, Space.com (March 16, 2000). Архивировано из первоисточника 15 декабря 2000. Проверено 25 июля 2007.
  72. Попов Леонид. Учёные составили первую полную геологическую карту Ио. membrana.ru (20.03.2012). Архивировано из первоисточника 31 мая 2012.
  73. 1 2 Carlson R. W.; et al. Io's surface composition // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — P. 194–229. — ISBN 3-540-34681-3.
  74. Spencer, J.; et al. (2000). «Discovery of Gaseous S2 in Io's Pele Plume». Science 288 (5469): 1208–1210. DOI:10.1126/science.288.5469.1208. PMID 10817990. Bibcode2000Sci...288.1208S.
  75. Douté, S.; et al. (2004). «Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS». Icarus 169 (1): 175–196. DOI:10.1016/j.icarus.2004.02.001. Bibcode2004Icar..169..175D.
  76. 1 2 3 4 Radebaugh, D.; et al. (2001). «Paterae on Io: A new type of volcanic caldera?». J. Geophys. Res. 106 (E12): 33005–33020. DOI:10.1029/2000JE001406. Bibcode2001JGR...10633005R.
  77. Keszthelyi, L.; et al. (2004). «A Post-Galileo view of Io's Interior». Icarus 169 (1): 271–286. DOI:10.1016/j.icarus.2004.01.005. Bibcode2004Icar..169..271K.
  78. Perry, J. E.; et al. (2003). "Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001" (PDF). LPSC XXXIV. Abstract #1720. 
  79. Radebaugh, J.; et al. (2004). «Observations and temperatures of Io's Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images». Icarus 169 (1): 65–79. DOI:10.1016/j.icarus.2003.10.019. Bibcode2004Icar..169...65R.
  80. Howell, R. R.; Lopes, R. M. C. (2007). «The nature of the volcanic activity at Loki: Insights from Galileo NIMS and PPR data». Icarus 186 (2): 448–461. DOI:10.1016/j.icarus.2006.09.022. Bibcode2007Icar..186..448H.
  81. Keszthelyi, L.; et al. (2001). «Imaging of volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission». J. Geophys. Res. 106 (E12): 33025–33052. DOI:10.1029/2000JE001383. Bibcode2001JGR...10633025K.
  82. 1 2 Keszthelyi, L.; et al. (2007). «New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior». Icarus 192 (2): 491–502. DOI:10.1016/j.icarus.2007.07.008. Bibcode2007Icar..192..491K.
  83. Roesler, F. L.; et al. (1999). «Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS» (fee required). Science 283 (5400): 353–357. DOI:10.1126/science.283.5400.353. PMID 9888844. Bibcode1999Sci...283..353R.
  84. 1 2 Geissler, P. E.; et al. (1999). «Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io» (fee required). Science 285 (5429): 870–4. DOI:10.1126/science.285.5429.870. PMID 10436151. Bibcode1999Sci...285..870G.
  85. McEwen, A. S.; Soderblom, L. A. (1983). «Two classes of volcanic plume on Io». Icarus 58 (2): 197–226. DOI:10.1016/0019-1035(83)90075-1. Bibcode1983Icar...55..191M.
  86. Clow, G. D.; Carr, M. H. (1980). «Stability of sulfur slopes on Io». Icarus 44 (2): 268–279. DOI:10.1016/0019-1035(80)90022-6. Bibcode1980Icar...44..268C.
  87. 1 2 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. DOI:10.1126/science.279.5356.1514. PMID 9488645. Bibcode1998Sci...279.1514S.
  88. 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. DOI:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2. Bibcode2001Geo....29..103M.
  89. Tackley, P. J. (2001). «Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows». J. Geophys. Res. 106 (E12): 32971–32981. DOI:10.1029/2000JE001411. Bibcode2001JGR...10632971T.
  90. 1 2 Schenk, P. M.; et al. (2004). «Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io». Icarus 169 (1): 98–110. DOI:10.1016/j.icarus.2004.01.015. Bibcode2004Icar..169...98S.
  91. Moore, J. M.; et al. (2001). «Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view». J. Geophys. Res. 106 (E12): 33223–33240. DOI:10.1029/2000JE001375. Bibcode2001JGR...10633223M.
  92. 1 2 3 4 5 6 7 Lellouch E.; et al. Io's atmosphere // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — P. 231–264. — ISBN 3-540-34681-3.
  93. 1 2 3 4 5 Walker, A. C.; et al. (2010). «A Comprehensive Numerical Simulation of Io’s Sublimation-Driven Atmosphere». Icarus press (1). DOI:10.1016/j.icarus.2010.01.012. Bibcode2010Icar..207..409W.
  94. Spencer, A. C.; et al. (2005). «Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io’s SO2 atmosphere». Icarus 176 (2): 283-304. DOI:10.1016/j.icarus.2005.01.019. Bibcode2005Icar..176..283S.
  95. Geissler P. E. Plumes and their deposits // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — P. 163–192. — ISBN 3-540-34681-3.
  96. 1 2 3 Moullet, A.; et al. (2010). «Simultaneous mapping of SO2, SO, NaCl in Io’s atmosphere with the Submillimeter Array». Icarus press (1). DOI:10.1016/j.icarus.2010.02.009. Bibcode2010Icar..208..353M.
  97. Feaga, L. M.; et al. (2009). «Io’s dayside SO2 atmosphere». Icarus 201 (2): 570-584. DOI:10.1016/j.icarus.2009.01.029. Bibcode2009Icar..201..570F.
  98. Spencer, John Aloha, Io. The Planetary Society Blog. The Planetary Society (8 June 2009). Проверено 7 марта 2010. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  99. 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. DOI:10.1016/j.icarus.2009.01.006. Bibcode2009Icar..201..585M.
  100. Geissler, P. E.; et al. (1999). «Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io». Science 285 (5429): 870–874. DOI:10.1126/science.285.5429.870. PMID 10436151. Bibcode1999Sci...285..870G.
  101. Retherford, K. D.; et al. (2000). «Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions». J. Geophys. Res. 105 (A12): 27,157–27,165. DOI:10.1029/2000JA002500. Bibcode2000JGR...10527157R.

Литература[править | править вики-текст]

См. также[править | править вики-текст]

Ссылки[править | править вики-текст]