Io (satelit)

Ió [la 7] ( greaca veche Ἰώ ) este un satelit al lui Jupiter , cel mai apropiat de planeta dintre cei patru sateliți galileeni . Numit în onoarea mitologicului Io  - preoteasa Herei și iubita lui Zeus . Are un diametru de 3642 km, ceea ce îl face al patrulea satelit ca mărime din sistemul solar .

Acest satelit este cel mai activ corp geologic din sistemul solar, are peste 400 de vulcani activi [9] [10] . O astfel de activitate se datorează încălzirii periodice a interiorului satelitului ca urmare a frecării, care se datorează cel mai probabil influențelor gravitaționale ale mareelor ​​de la Jupiter , Europa și Ganimede . La unii vulcani, emisiile de sulf și dioxid de sulf sunt atât de puternice încât se ridică la o înălțime de 500 de kilometri. Pe suprafața Io, puteți vedea mai mult de o sută de munți care au crescut din cauza comprimării la baza crustei de silicat a satelitului. Unele dintre aceste vârfuri sunt mai înalte decât Chomolungma [11]  - de exemplu, Muntele South Boosavla este de două ori mai înalt. Spre deosebire de majoritatea lunilor din sistemul solar exterior (care sunt în mare parte gheață de apă ), Io este compus în principal din roci de silicat care înconjoară un miez topit de fier sau sulfură de fier. Cea mai mare parte a suprafeței lui Io este acoperită de câmpii acoperite cu sulf sau cu dioxid de sulf înghețat.

Vulcanismul conferă suprafeței lui Io caracteristicile sale unice. Cenușa vulcanică și fluxurile de lavă schimbă în mod constant suprafața și o vopsesc în diverse nuanțe de galben, alb, roșu, negru și verde (în mare parte datorită alotropilor și compușilor sulfuri). Fluxurile de lavă de pe Io ating o lungime de 500 de kilometri. Ejecturile vulcanice creează atmosfera subțire și neomogenă a lui Io și curge de plasmă în magnetosfera lui Jupiter, inclusiv un uriaș torus de plasmă în jurul acesteia.

Io a jucat un rol semnificativ în dezvoltarea astronomiei în secolele XVII-XVIII. Acesta, împreună cu alți sateliți galileeni, a fost descoperit de Galileo Galilei în 1610. Această descoperire a contribuit la acceptarea modelului copernican al sistemului solar , la dezvoltarea legilor lui Kepler ale mișcării planetare și la prima măsurare a vitezei luminii . Io a fost observat doar ca un punct luminos până la sfârșitul secolului al XIX-lea și începutul secolului al XX-lea, când a devenit posibil să se vadă cele mai mari detalii ale suprafeței sale - regiunile polare roșu închis și ecuatoriale strălucitoare. În 1979, două nave spațiale Voyager au introdus Io în lume ca o lună activă din punct de vedere geologic, cu numeroși vulcani, munți mari și o suprafață relativ tânără, fără cratere de impact vizibile. Sonda spațială Galileo a efectuat mai multe zboruri apropiate în anii 1990 și începutul anilor 2000, obținând date despre structura internă și compoziția suprafeței lui Io. Aceste nave spațiale au descoperit, de asemenea, legături între Lună și magnetosfera lui Jupiter și o centură de radiații de-a lungul orbitei lui Io. O persoană de pe suprafața Io ar primi o doză de radiație absorbită de aproximativ 3600 rad (36 Gy ) pe zi [12] .

Io a fost observat ulterior de sonda Cassini-Huygens în 2000 și de stația spațială New Horizons în 2007, precum și, datorită progreselor tehnologice, telescoapele terestre și telescopul spațial Hubble.

Nomenclatură

Deși Simon Marius nu a fost recunoscut ca descoperitorul sateliților galileeni, numele care le-au fost date au fost acceptate. În 1614 apare publicația sa Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici , în care propunea nume pentru cei mai apropiați sateliți ai lui Jupiter, printre care „Mercury Jupiterian” sau prima dintre „planete jupiteriane” [13] . El a susținut propunerea lui Johannes Kepler , făcută în 1613, de a numi sateliții acestei planete după iubitul Zeus sau echivalentul său roman . Cel mai mare dintre lunile interioare, Io, l-a numit după Io din mitologia greacă [13] [14] . Atunci denumirile propuse de Mari au fost uitate și au căzut în uz până la mijlocul secolului XX. În literatura anterioară, Io este menționat prin afilierea sa planetară cu adăugarea unui număr roman, cum ar fi „ Jupiter I ”, sau pur și simplu „prima lună a lui Jupiter”.

Detaliile reliefului lui Io sunt numite după personaje și locuri din mitul lui Io, după zeități ale focului, vulcanilor, Soarelui și tunetului din diverse mituri, precum și după personaje și locuri din Infernul lui Dante , potrivite pentru suprafață. de natură vulcanică. [15] Deoarece suprafața lui Io a fost explorată suficient de detaliat de Voyager 1, au fost denumiți 225 de vulcani, munți, platouri și regiuni cu albedo înalt. Detaliile de relief numite sunt de următoarele tipuri: patera ( latină patera ) este un crater vulcanic de formă neregulată, fluxul ( fluctus ) este un flux de lavă, valea ( vallis ) este un canal de lavă, un centru eruptiv  este o zonă în care primele semne ale unei erupții sunt vizibile, un munte ( mons ), munte de masă ( mensa ), dom ( tholus ), platou ( planum ), regiune ( regio ) [15] . Exemple de structuri numite sunt muntele de masă din Pan, Tvashtara patera și zona Colchis [16] .  

Observații

Prima observare a lui Io a fost făcută de Galileo Galilei la 7 ianuarie 1610. A putut să-l vadă cu ajutorul unui refractor proiectat de el la Universitatea din Padova cu o mărire de 20x. Cu toate acestea, la prima observație, el nu a reușit să separe Io de cealaltă lună a lui Jupiter, Europa  , și le-a etichetat ca fiind un singur obiect. Dar chiar a doua zi - 8 ianuarie 1610 - i-a văzut separat (această dată este recunoscută de IAU ca fiind data descoperirii lui Io) [1] . Descoperirea lui Io și a altor sateliți galileeni a fost publicată de Galileo în Sidereus Nuncius în martie 1610 [17] . Simon Marius , în lucrarea sa Mundus Jovialis , publicată în 1614, a susținut că a observat Io și alte luni ale lui Jupiter încă din 1609, cu o săptămână înainte ca Galileo să le descopere. El și-a exprimat îndoielile cu privire la autenticitatea acestor acuzații și a respins declarația lui Marius drept plagiat. Dar prima vedere înregistrată a lui Marius este datată 29 decembrie 1609, conform calendarului iulian , care corespunde cu 8 ianuarie 1610, conform calendarului gregorian folosit de Galileo [18] . Deoarece Galileo a fost primul care a publicat lucrarea, i se atribuie descoperirea [19] .

În următoarele două secole, nu s-au putut discerne detalii despre Io: a fost observat doar ca un punct de lumină de magnitudinea a 5-a . În secolul al XVII-lea, Io și alți sateliți galileeni au fost utilizați în diverse scopuri: cu ajutorul lor, marinarii au determinat longitudinea [20] , au testat a treia lege a mișcărilor planetare a lui Kepler și, de asemenea, au determinat timpul necesar luminii pentru a parcurge distanța dintre Jupiter . și Pământul [17] . Pe baza efemeridelor obținute de astronomi precum Giovanni Cassini , Pierre-Simon Laplace a creat o teorie matematică care explică rezonanța orbitală a lui Io, Europa și Ganymede [17] . S-a constatat mai târziu că aceste rezonanțe au un efect profund asupra geologiei acestor trei sateliți.

La sfârșitul secolului al XIX-lea și începutul secolului al XX-lea, tehnologia telescopului s-a îmbunătățit și au apărut telescoape cu rezoluție mai bună . Acest lucru a permis astronomilor să vadă caracteristici la scară mare de pe suprafața lui Io. În anii 1890, Edward Barnard a fost primul astronom care a văzut diferențele de luminozitate dintre regiunile ecuatoriale și polare ale lui Io și a ghicit corect că acestea se datorau diferenței de culoare și albedo a acestor regiuni și nu pentru că Io era oval (așa cum se propune de astronomul William Pickering ) sau pentru că regiunile ecuatoriale și polare sunt două entități separate (așa cum a propus inițial de Barnard) [21] [22] [23] . Observații telescopice mai recente ale suprafeței lui Io au confirmat diferența dintre regiunea polară brun-roșcat și regiunea ecuatorială galben-alb [24] .

Observațiile telescopice ale lui Io la mijlocul secolului al XX-lea au început să sugereze activitatea sa geologică extremă. Observațiile spectrografice au arătat că, probabil, suprafața Ioului este lipsită de gheață de apă (a fost găsită din abundență pe alți sateliți galileeni) [25] . Aceleași observații indică faptul că pe suprafața satelitului predomină sărurile de sodiu și sulf [26] . Observațiile radiotelescopice ale lui Io au arătat influența sa asupra magnetosferei lui Jupiter , evidențiată de exploziile pe unde decametrice care au loc cu o perioadă egală cu perioada orbitală a satelitului [27] .

De importanță pentru știință a fost ocultarea lui Io pe steaua Beta Scorpii [28] pe 14 mai 1971 la 2:00 UTC [29] , un eveniment extrem de rar pentru o stea atât de strălucitoare. A permis în 1972 să se obțină o estimare foarte bună a razei medii a lui Io: 1818±5 km [30] .

„Pioneer”

Primele nave spațiale care s-au apropiat de Io au fost navele spațiale gemene Pioneer 10 și Pioneer 11 , zburând în apropierea acesteia pe 3 decembrie 1973, respectiv 2 decembrie 1974 [31] . Urmărirea radio a acestora a făcut posibilă clarificarea masei Io. Aceste date, împreună cu datele privind dimensiunea sa, au arătat că Io are cea mai mare densitate dintre sateliții galileeni și este format din roci de silicat, nu gheață de apă [32] . Cu ajutorul Pionierilor, s-a putut observa și un strat subțire al atmosferei lui Io și o centură de radiații intense în apropierea orbitei sale. Camera de la bordul Pioneer 11 a oferit o imagine bună a regiunii polare nordice din Io [33] . Pioneer-10 trebuia să facă și poze detaliate, dar aceste observații au eșuat din cauza funcționării necorespunzătoare a echipamentului la radiații mari [31] .

Voyager

Zburările sondelor gemene Voyager 1 și Voyager 2 pe lângă Io în 1979, datorită sistemului lor de imagistică îmbunătățit, au produs imagini mult mai detaliate ale lunii. Voyager 1 a trecut pe lângă satelit pe 5 martie 1979 la o distanță de 20.600 de kilometri [34] . Imaginile făcute în timpul acestui zbor au arătat un peisaj ciudat, multicolor, lipsit de cratere de impact [35] . Imaginile de înaltă rezoluție arată o suprafață relativ tânără, pătată cu gropi de formă ciudată, munți deasupra Chomolungmei și o substanță asemănătoare fluxurilor de lavă.

La scurt timp după zborul Voyager 2, inginerul de navigație Voyager Linda Morabito a observat un penar emanat de la suprafață într-una dintre imagini [36] . La analiza imaginilor de pe Voyager 1, au fost observate nouă astfel de penuri, ceea ce demonstrează prezența activității vulcanice pe Io [37] . A fost prezis de Stan J. Peel, Patrick Cassin și R. T. Reynolds cu puțin timp înainte de imaginea Voyager 1. Autorii au calculat că interiorul lui Io ar trebui să experimenteze o încălzire periodică semnificativă cauzată de rezonanța orbitală a lui Io cu Ganimede și Europa [38] . Datele de la Voyager 1 au arătat că suprafața lui Io este dominată de sulf și oxid de sulf înghețat . Ele domină, de asemenea, în stratul subțire al atmosferei lui Io și în torusul plasmatic concentrat pe orbita sa (care rezultă și din observațiile Voyager) [39] [40] [41] .

Voyager 2 a trecut la 1.130.000 de kilometri de Io pe 9 iulie 1979. Deși nava spațială nu s-a apropiat de Lună în același mod în care a făcut- o Voyager 1 , compararea imaginilor lor a scos la iveală mai multe schimbări de suprafață care au avut loc în cele patru luni dintre zboruri. În plus, observațiile lui Io după ce Voyager 2 s-a îndepărtat de sistemul Jupiter au arătat că șapte din cele nouă penare observate în martie erau active în iulie 1979, iar doar vulcanul Pele părea pasiv [42] .

„Galileo”

Sonda spațială Galileo a ajuns la Jupiter în 1995 (la șase ani de la lansare de pe Pământ). Scopul său a fost să continue și să perfecționeze cercetările Voyager și observațiile la sol din anii trecuți. Locația lui Io într-una dintre cele mai intense centuri de radiații ale lui Jupiter a exclus posibilitatea unor studii îndelungate, dar Galileo a zburat destul de aproape de Io înainte de a intra pe orbita necesară pentru a-și îndeplini sarcina principală de a studia sistemul Jupiter în detaliu. Deși nu a fost făcută nicio imagine în timpul acestui zbor din 7 decembrie 1995, ea a produs rezultate semnificative: a fost descoperit nucleul de fier al lui Io, similar cu nucleul planetelor stâncoase ale sistemului solar [43] .

În ciuda lipsei de imagini de aproape și a defecțiunilor mecanice care au limitat foarte mult cantitatea de date primite, Galileo a făcut câteva descoperiri semnificative în timpul misiunii principale. El a asistat la o erupție majoră a Pillanei Patera și a putut confirma că ejecta vulcanică consta din magmă silicatică bogată în magneziu și cu compoziție bazică și ultramafică [44] . Filmările lui Io au fost efectuate la aproape fiecare revoluție a lui Galileo în timpul misiunii sale principale. Acest lucru a făcut posibil să se vadă mulți vulcani activi (mulțumită radiației termice a magmei și penelor vulcanice), numeroși munți cu o varietate de morfologie și unele modificări de suprafață în intervalul dintre observațiile Voyager și Galileo, precum și în intervalul între revoluțiile lui Galileo [45] . Dintre cele 35 de orbite Galileo în jurul lui Jupiter , 7 au fost concepute pentru a studia Io (apropierea maximă - 102 km, a avut loc pe 17 ianuarie 2002).

Misiunea Galileo a fost extinsă de două ori, în 1997 și 2000. În timpul acestor extinderi de misiune, nava spațială a zburat pe lângă Io de trei ori la sfârșitul anului 1999 și începutul lui 2000 și de trei ori la sfârșitul lui 2001 și începutul lui 2002. Observațiile din timpul acestor surburi au arătat procesele geologice care au loc în vulcanii și munții din Io, au exclus prezența unui câmp magnetic și au demonstrat amploarea activității vulcanice [45] . În decembrie 2000, nava spațială Cassini a trecut aproape de sistemul Jupiter în drum spre Saturn și a făcut observații cu Galileo. Apoi s-a descoperit un nou penaj pe paterele Tvashtar și s-a înțeles mai bine strălucirea lui Io [46] . În plus, Cassini a obținut noi date despre torul de plasmă format de Io folosind spectrometrul ultraviolet sensibil . Thor este format din atomi ionizați și molecule de sulf cu un amestec de alte substanțe. Secțiunea meridională a torusului are forma unei elipse cu axe comparabile [47] .

Observații ulterioare

După ce misiunea Galileo a fost finalizată pe 21 septembrie 2003 și aparatul a ars în atmosfera lui Jupiter, observațiile lui Io au fost efectuate numai cu telescoape terestre și spațiale. În special, se pot evidenția imaginile realizate cu ajutorul opticii adaptive la Observatorul Keck din Hawaii și imaginile telescopului Hubble, care le permit oamenilor de știință să urmărească vulcanii activi pe Io chiar și fără ajutorul navelor spațiale din sistemul Jupiter . 48] [49] .

Nava spațială New Horizons , în drum spre Pluto și centura Kuiper , a zburat pe lângă sistemul Jupiter, inclusiv Io, pe 28 februarie 2007. În timpul zborului, s-au făcut multe observații de la distanță ale lui Io. Printre acestea se numără și imagini ale penei mari de la Tvashtara, care, împreună cu observațiile penei Pele din 1979, au făcut posibilă efectuarea primelor observații detaliate ale celei mai mari clase de penuri vulcanice de pe Io [50] . Nava spațială New Horizons a reușit, de asemenea, să imagineze vulcanul de lângă Girru Patera în primele etape ale erupției și mai multe erupții vulcanice care au avut loc de la finalizarea misiunii Galileo [50] .

În prezent sunt planificate două misiuni pentru a studia sistemul Jupiter. Nava spațială Juno , lansată pe 5 august 2011 de NASA [51] , are capacități limitate de imagine, dar poate monitoriza activitatea vulcanică a lui Io cu spectrometrul său în infraroșu apropiat JIRAM. Nava spațială a intrat pe orbita polară a lui Jupiter pe 5 iulie 2016. Programul spațial comun ( NASA / ESA / Roskosmos ) „ Misiunea Sistemului Europa Jupiter ”, aprobat în februarie 2009, este programat pentru 2020. Numărul de vehicule care urmează să fie lansate variază de la două la patru: Jupiter Europa Orbiter (NASA), Jupiter Ganymede Orbiter (ESA) [52] , Jupiter Magnetospheric Orbiter (JAXA) și Jupiter Europa Lander (Roskosmos). Explorarea Io este doar pe ordinea de zi a Jupiter Europa Orbiter, care va efectua patru zboruri ale Io în 2025 și 2026 înainte de a intra pe orbita în jurul Europei . Contribuția ESA la această misiune se confruntă în continuare cu o concurență pentru finanțarea din celelalte proiecte spațiale ale sale [53] . Pe lângă aceste misiuni deja aprobate de NASA, au fost propuse alte câteva misiuni mai specializate. O misiune, numită Io Volcano Observer, ar fi început în 2015 ca o misiune de clasă Discovery și ar include mai multe survolări ale Io, dar rămâne în faza de concept al misiunii [54] .

Orbită și rotație

Orbita lui Io este situată la o distanță de 421.700 km de centrul lui Jupiter și la 350.000 km de stratul său superior de nori. Io este a cincea lună exterioară a lui Jupiter și cea mai interioară dintre lunile galileene . Orbita sa se află între Teba și Europa . Este nevoie de 42,5 ore pentru a face o revoluție completă în jurul lui Jupiter (suficient de rapid pentru ca mișcarea sa să fie vizibilă într-o noapte de observații). Io se află într-o rezonanță orbitală 2:1 cu Europa și 4:1 cu Ganimede , adică are timp să se întoarcă în jurul lui Jupiter de 2 ori în timpul unei revoluții a Europei și de 4 ori în timpul unei revoluții a lui Ganimede. Această rezonanță menține excentricitatea orbitală a lui Io (0,0041), care este principalul motiv pentru geoactivitatea semnificativă a satelitului (vezi secțiunea Încălzirea mareelor ​​pentru o explicație mai detaliată) [38] . Fără o astfel de rezonanță, orbita lui Io s-ar fi rotunjit din cauza accelerației mareelor ​​și este probabil ca satelitul să nu fi fost la fel de activ din punct de vedere geologic.

La fel ca alți sateliți galileeni, precum și Luna Pământului, Io este un satelit sincron : una dintre emisferele sale este mereu în fața lui Jupiter. Aceasta este baza sistemului de determinare a longitudinilor pe Io. Primul meridian trece printr-un punct orientat spre Jupiter. Emisfera îndreptată în direcția orbitei satelitului se numește emisfera conducătoare, iar emisfera opusă se numește sclavă [55] .

Interacțiunea cu magnetosfera lui Jupiter

Io joacă un rol important în modelarea câmpului magnetic al lui Jupiter . Magnetosfera lui Jupiter absoarbe gazele și praful din atmosfera subțire a lui Io cu o rată de 1 tonă pe secundă [57] . Această materie constă în principal din sulf ionizat și neutru, oxigen și clor; sodiu și potasiu atomic; dioxid de sulf molecular și sulf; precum și praful de clorură de sodiu [57] [58] . Sunt ejectați de vulcanii lui Io, intră în atmosfera sa și apoi în magnetosfera lui Jupiter și uneori în spațiul interplanetar. Toată această materie, în funcție de compoziția și gradul de ionizare, ajunge în diferiți nori neutri și centuri de radiații ale magnetosferei Jupiterului și uneori chiar părăsesc sistemul Jupiter.

Io este înconjurat de un nor atomic de sulf, oxigen, sodiu și potasiu. Se întinde până la o distanță de suprafața sa, egală cu aproximativ șase din razele sale. Aceste particule provin din atmosfera superioară a satelitului. Ele sunt excitate din cauza ciocnirilor cu particulele torusului de plasmă (așa cum va fi discutat mai jos) și a altor procese din sfera Dealului lui Io , unde gravitația sa predomină asupra celei a lui Jupiter. O parte din această materie părăsește atmosfera și intră pe orbită în jurul lui Jupiter. În 20 de ore , aceste particule părăsesc sfera lui Io Hill și formează un nor neutru în formă de banană care se poate extinde până la 6 raze Jupiter de la Io - fie în interiorul orbitei lui Io și în fața satelitului, fie în afara orbitei lui Io și în spatele satelitului [57]. ] . Ciocnirile care excită particulele furnizează, uneori, electroni ionilor de sodiu din torul plasmei, iar atomii neutri rezultați zboară din torus. Cu toate acestea, aceste particule își mențin încă viteza de 70 km/s (în timp ce viteza orbitală a lui Io este de 17 km/s ) și formează jeturi de materie în spatele lui Io [59] .

Orbita lui Io trece într-o centură de radiații cunoscută sub numele de torul plasmatic al lui Io. Este un inel în formă de gogoașă de sulf ionizat, oxigen, sodiu și clor. Plasma din ea este formată din atomi neutri ai „norului” din jurul lui Io, care sunt ionizați și transportați de magnetosfera lui Jupiter [57] . Spre deosebire de particulele norului neutru, aceste particule se rotesc în jurul lui Jupiter împreună cu magnetosfera sa cu o viteză de 74 km/s . Ca și restul magnetosferei lui Jupiter, torul plasmei este înclinat spre ecuatorul lui Jupiter (și spre planul orbital al lui Io). Aceasta înseamnă că Io este fie deasupra, fie sub miezul torusului. După cum sa menționat mai sus, viteza și energia mai mare a acestor ioni sunt parțial responsabile pentru scăparea atomilor și moleculelor neutre din atmosfera lui Io și din norul neutru extins. Torul este format din trei părți: torul exterior „cald”, care este situat imediat dincolo de orbita lui Io; o regiune lată pe verticală cunoscută sub numele de „panglică” și constând dintr-o regiune sursă neutră, precum și o plasmă răcită situată în regiunea orbitei lui Io; precum și partea interioară, torul „rece”, format din particule care spiralează încet spre Jupiter [57] . După aproximativ 40 de zile în „torul cald”, particulele îl părăsesc. Ei sunt parțial responsabili pentru magnetosfera neobișnuit de mare a lui Jupiter [60] . Particulele din Io au fost detectate de senzorii navei spațiale New Horizons din variații ale plasmei magnetosferice foarte departe de satelit (în magnetotail). Pentru a studia astfel de schimbări în interiorul torusului plasmatic, cercetătorii măsoară radiația ultravioletă a acestuia. În timp ce astfel de schimbări nu au fost în cele din urmă legate de modificările activității vulcanice din Io (principala sursă de materie din torul plasmatic), se crede că sunt cauzate de un nor neutru de sodiu [61] .

Apropiindu-se de Jupiter în 1992, nava spațială Ulysses a înregistrat un flux de particule de praf direcționat din sistemul Jupiter [62] . Praful din aceste fluxuri se îndepărtează de Jupiter cu viteze de câteva sute de kilometri pe secundă, are o dimensiune de aproximativ 10 microni și constă în principal din clorură de sodiu [58] [63] . Studiile de praf efectuate de Galileo au relevat că fluxurile de praf provin de la suprafața Io, dar mecanismul exact al formării lor este necunoscut: ele pot fi rezultatul activității vulcanice sau al ciocnirilor cu suprafața Io [64] .

Liniile de câmp magnetic ale lui Jupiter care traversează Io conectează atmosfera lui Io și norul neutru de atmosfera polară superioară a lui Jupiter printr-un curent electric cunoscut sub numele de tub de flux al lui Io [57] . Acest curent este responsabil pentru aurorele din atmosfera joviană, care sunt numite „urma lui Io”, precum și aurorele din atmosfera lui Io. Particulele care călătoresc prin acest tub fac ca regiunile polare ale lui Jupiter să pară întunecate în lumină vizibilă. Locația lui Io și „urma” sa în atmosfera lui Jupiter în raport cu Pământul și Jupiter afectează foarte mult intensitatea emisiei radio observate de Jupiter: crește foarte mult când Io se află în zona de vizibilitate [27] [57] . Nava spațială Juno , care s-a lansat pe Jupiter pe 5 august 2011 și a ajuns acolo în iulie 2016, ar trebui să facă lumină asupra interacțiunii dintre Io și magnetosfera lui Jupiter. Liniile de câmp magnetic jovian care trec prin ionosfera lui Io generează curenți electrici care creează un câmp magnetic în interiorul lui Io. Se crede că câmpul magnetic indus de Io este generat în magma de silicat parțial topit la 50 de kilometri sub suprafața Lunii [65] . Galileo a găsit câmpuri magnetice induse similare pe ceilalți sateliți galileeni, unde acestea sunt generate probabil de oceanele de apă subterană.

Structura

Io este spre deosebire de majoritatea lunilor planetelor gazoase (conținând multă gheață) și este compus în principal din silicați și fier, similar planetelor terestre . Io este puțin mai mare decât luna Pământului, luna. Raza sa medie este de aproximativ 1821,3 kilometri (5% mai mult decât raza medie a Lunii), iar masa este de 8,9319 × 10 22 kg (aproximativ 21% mai mult decât cea a Lunii). Io are forma unui elipsoid , cu axa principală îndreptată spre Jupiter. Printre sateliții galileeni în ceea ce privește masa și volumul, Io este după Ganymede și Callisto , dar înaintea Europei .

Structura internă

Constând în mare parte din roci silicate și fier , Io este mai aproape ca compoziție de planetele terestre decât de alte luni din sistemul solar exterior (care sunt compuse în principal din gheață de apă și silicați). Densitatea medie a lui Io este de 3,5275 g/cm 3 , ceea ce este mai mare decât cea a altor sateliți galileeni (și chiar decât cea a Lunii), iar acest lucru îl plasează pe Io pe primul loc în ceea ce privește densitatea dintre sateliții din sistemul solar [66]. ] . Modelele bazate pe măsurătorile Voyager și Galileo ale coeficienților de masă, rază și cvadrupol gravitațional (numere care descriu distribuția masei într-un obiect) indică faptul că Io este stratificat într-un miez de fier sau sulfură de fier și o crustă cu o manta bogată în silicati [43] . Miezul metalic reprezintă aproximativ 20% din masa lui Io [67] . Raza miezului depinde de conținutul de sulf: dacă este alcătuit din fier pur, raza sa se află în intervalul 350-650 km , iar dacă este format din fier și compuși ai sulfului, în intervalul 550-900 km . Magnetometrul Galileo nu și -a detectat propriul câmp magnetic în Io, iar acest lucru indică faptul că nu există convecție în miezul său de fier [68] .

Modelarea compoziției interioare a lui Io prezice că mantaua este compusă din forsterit mineral bogat în magneziu în proporție de cel puțin 75% , iar compoziția sa este similară cu cea a meteoriților L - condrit și LL-condrit. Raportul dintre concentrațiile de fier și siliciu acolo este mai mare decât pe Lună sau pe Pământ , dar mai mic decât pe Marte [69] [70] . Menținerea fluxului de căldură observat pe Io necesită ca 10-20% din manta să fie în formă topită, deși în zonele în care se observă vulcanism la temperatură ridicată, proporția de material topit poate fi mai mare [71] . Cu toate acestea, o reanaliza a datelor de la magnetometrul Galileo în 2009 a arătat prezența unui câmp magnetic indus pe Io, care necesită un ocean de magmă la o adâncime de 50 km [65] . Următorul studiu, publicat în 2011, a oferit dovezi directe ale existenței unui astfel de ocean [72] . Acest strat este estimat la 50 km grosime și reprezintă aproximativ 10% din mantaua lui Io. Temperatura acolo ajunge la aproximativ 1200 °C. Nu se știe dacă această topire de 10-20% este compatibilă cu starea unei cantități semnificative de silicați topiți în acest ocean de magmă probabil [73] . Grosimea litosferei lui Io, compusă din bazalt și sulf și formată prin vulcanism intens, este de cel puțin 12 kilometri și probabil nu mai mult de 40 de kilometri [67] [74] .

Încălzire mare

Cea mai probabilă sursă de căldură internă a lui Io (spre deosebire de Pământ și Lună) este considerată a fi încălzirea prin maree a interiorului satelitului [75] ca urmare a rezonanțelor orbitale ale lui Io cu Europa și Ganimede [38] , și nu dezintegrarea radioactivă . O astfel de încălzire depinde de distanța dintre Io și Jupiter, de excentricitatea orbitei sale, de compoziția și de caracteristicile fizice ale interiorului său [71] . Rezonanța Laplace cu Europa și Ganymede menține excentricitatea lui Io și previne rotunjirea orbitei lui Io care altfel ar avea loc din cauza disipării energiei mareelor. Rezonanța orbitală este susținută și de raza actuală a orbitei lui Io (altfel mareele de pe Jupiter l-ar forța pe Io să se îndepărteze încet de ea) [76] . Modificarea înălțimii umflării mareei lui Io între apocentru și periapsis poate fi de până la 100 de metri. Frecarea în timpul acestor schimbări creează încălzirea mareelor ​​în intestinele din Io și menține o parte semnificativă a mantalei și a miezului satelitului topit. Acest lucru face posibilă activitatea vulcanică [75] . Încălzirea mareelor ​​produce de aproximativ 200 de ori mai multă căldură decât degradarea radioactivă [9] . Estimările făcute pe baza măsurătorilor fluxului de căldură din regiunile „fierbinte” ale Io au arătat că puterea de încălzire prin maree poate atinge (0,6 ... 1,6) × 10 8 MW , ceea ce este cu două ordine de mărime mai mare decât totalul puterea consumată de omenire ( 2×10 6 MW ). Modelele orbitei lui Io arată că puterea de încălzire prin maree a interiorului lui Io se modifică în timp, iar fluxul de căldură curent nu este reprezentativ pentru termen lung [71] .

Suprafață

Prin analogie cu suprafața antică a Lunii, Marte și Mercur, oamenii de știință se așteptau să vadă numeroase cratere de impact în primele imagini ale lui Io obținute de Voyager 1 (și concentrația lor ne-ar permite să estimăm vârsta suprafeței). Dar au fost destul de surprinși să descopere că aproape nu existau cratere de impact. În schimb, există câmpii netede presărate cu munți înalți, fluxuri de lavă și gropi de diferite forme și dimensiuni [35] . Spre deosebire de majoritatea altor obiecte spațiale, Io este acoperit cu o varietate de substanțe multicolore, în principal modificări alotropice și compuși cu sulf [77] . Numărul redus de cratere de impact arată că suprafața lui Io, ca și cea a Pământului, este tânără din punct de vedere geologic. Craterele de pe Io sunt rapid acoperite de ejecții vulcanice. Aceste descoperiri au fost confirmate de cel puțin nouă vulcani activi observați de Voyager 1 [37] .

Pe lângă vulcani , Io are munți non-vulcanici, fluxuri de lavă vâscoase lungi de sute de kilometri, lacuri de sulf topit și caldere care sunt adânci de câțiva kilometri.

În 2012, a fost întocmită o hartă geologică completă a Ioului, pentru care s-au folosit imagini cu diferite detalii, care au fost lipite împreună de un computer într-un singur mozaic cu o rezoluție de 1 km per pixel. Harta a fost întocmită timp de 6 ani . Proiectul a fost condus de David Williams de la Universitatea din Arizona. Cercetătorii au compilat, de asemenea, o bază de date online a Io, care include nu numai o nouă hartă geologică, ci și numeroase imagini de nave spațiale și date dintr-o serie de alte măsurători [78] .

Compoziția suprafeței

Aspectul colorat al lui Io este rezultatul muncii intense a vulcanilor care emit diverse substanțe. Printre aceștia se numără silicații (de exemplu, ortopiroxenul ), sulful și dioxidul de sulf [79] . Înghețul de dioxid de sulf acoperă aproape toată suprafața Io, transformând zone mari în alb sau gri. În multe zone ale satelitului, sulful este vizibil și datorită culorii sale galbene sau galben-verde. La latitudini medii și înalte, radiația sparge moleculele de sulf ciclice de opt atomi de obicei stabile S 8 , și ca rezultat, regiunile polare ale lui Io sunt colorate în roșu-maro [21] .

Vulcanismul exploziv, care produce adesea penuri bizare de cenușă vulcanică, colorează suprafața cu silicați și compuși de sulf. Sedimentele acestor pene sunt adesea colorate în roșu sau alb (în funcție de conținutul de sulf și dioxidul acestuia). De regulă, penele formate în orificiul unui vulcan ca urmare a degazării lavei conțin o cantitate mai mare de S 2 și dau precipitații roșii care cad într-un evantai sau, în cazuri excepționale, de mari dimensiuni (adesea mai mult de 450 de kilometri în raza) inele [80] . Un exemplu viu de inel roșu din sedimentele penelor poate fi observat în jurul vulcanului Pele . Acest precipitat roșu constă în principal din sulf (în principal sulf molecular cu 3 și 4 atomi), dioxid de sulf și probabil Cl 2 SO 2 [79] . Penele formate la limitele fluxurilor de lavă de silicat produc sedimente albe sau gri (produsul interacțiunii acestei lave cu sulful și dioxidul de sulf aflat la suprafață).

Cartografierea compozițională și densitatea mare a lui Io indică faptul că Io este practic lipsit de apă , deși mici pungi de gheață de apă sau minerale hidratate au fost identificate provizoriu (în primul rând pe partea de nord-vest a Gish Bar Mons) [81] . Această lipsă de apă se datorează probabil faptului că, în timpul formării sistemului solar , Jupiter era suficient de fierbinte pentru ca substanțele volatile precum apa să scape din vecinătatea Ioului (deși nu suficient de fierbinte pentru ca lunile mai îndepărtate să facă acest lucru) .

Vulcanism

Încălzirea mareelor ​​cauzată de excentricitatea orbitală este motivul pentru care Io este luna cea mai activă din punct de vedere geologic din sistemul solar, cu sute de vulcani și fluxuri extinse de lavă. În timpul erupțiilor deosebit de mari, fluxurile de lavă se pot întinde pe zeci sau chiar sute de kilometri. Ele constau în principal din lavă bazaltică cu o compoziție de bază sau ultrabazică (conținut ridicat de magneziu). Ca urmare a activității vulcanice, sulful, dioxidul de sulf (sub formă de gaz) și materia piroclastică silicată (sub formă de cenușă) se ridică la o înălțime de până la 200 de kilometri în spațiul cosmic sub forma unui fel de „umbrele”. „, iar după ce au căzut colorează zona în culori roșu, alb și negru. În plus, această materie formează atmosfera subțire a lui Io și umple vasta magnetosferă a lui Jupiter.

Pe suprafața Ioului, există adesea depresiuni vulcanice numite pater [82] . Se caracterizează printr-un fund plat și pereți abrupți. Ele amintesc foarte mult de calderele terestre , cu toate acestea, nu se știe încă dacă sunt formate prin prăbușirea camerei de magmă și prăbușirea vârfului vulcanului, ca și omologii lor terestre. O ipoteză spune că aceste geostructuri apar deasupra pragurilor vulcanice nou formate datorită faptului că straturile de deasupra sunt purtate de erupții sau curge în compoziția pragului [83] . Spre deosebire de geostructuri similare de pe Pământ și Marte, depresiunile vulcanice de pe Io, în general, nu se află deasupra vulcanilor scut și sunt de obicei mult mai mari, cu un diametru mediu de aproximativ 41 km , iar cea mai mare - Loki Patera  - 202 kilometri în diametru [82] . Indiferent de mecanismul de formare, morfologia și distribuția multor patere sugerează că acestea sunt strâns legate de structurile la scară largă - multe dintre ele se învecinează cu munți sau falii [82] . Paterele servesc adesea ca surse de erupții vulcanice sau fluxuri de lavă de anvergură, ca în cazul erupției din 2001 în Gish Bara Patera, sau ele înșiși se umplu cu lavă și devin lacuri de lavă [10] [84] . Lacurile de lavă de pe Io sunt acoperite cu o crustă de lavă care se prăbușește și se reînnoiește continuu (ca în cazul lui Pele) sau episodic (ca în cazul lui Loki) [85] [86] .

Fluxurile de lavă sunt o caracteristică a peisajului din Io. Magma erupe la suprafață prin goluri din fundul paterei sau prin crăpăturile din câmpie, creând fluxuri de lavă largi și numeroase, care amintesc de cele văzute în apropierea vulcanului Kilauea din Hawaii. Imaginile obținute de sonda Galileo arată că multe fluxuri de lavă care curg din vulcani precum Prometeu sau Amirani urmează traseele fluxurilor anterioare, mărind stratul de sedimente [87] . S-au observat și curgeri de lavă mai lungi și pe Io. De exemplu, marginea anterioară a fluxurilor de la Prometheus a avansat de la 75 la 95 km între zborul Voyager în 1979 și prima observație a lui Galileo în 1996. Una dintre erupțiile majore din 1997 a ejectat peste 3500 km 2 de lavă proaspătă, care a umplut Pillana patera [44] .

O analiză a imaginilor realizate de sonda Voyager a determinat oamenii de știință să speculeze că fluxurile de lavă de pe Io sunt compuse în principal din sulf topit. Cu toate acestea, observațiile și măsurătorile ulterioare în infraroșu de la sol de la sonda spațială Galileo indică faptul că, de fapt, fluxurile sunt compuse în principal din lavă bazaltică cu incluziuni de roci mafice și ultramafice . Aceste ipoteze se bazează pe măsurătorile de temperatură ale „puncurilor fierbinți” din Io (regiuni de emisie termică), care au arătat o temperatură de 1300 K, iar pe alocuri 1600 K [88] . Estimările inițiale ale temperaturii pentru erupțiile din regiunea de 2000 K [44] , care s-au dovedit a fi incorecte, sunt explicate prin modele termice incorecte utilizate pentru modelarea temperaturilor [88] .

Descoperirea unor „sultani” („pene”) particulari ai materiei erupte peste Pele și Loki a servit drept primul semnal că Io este un satelit activ din punct de vedere geologic [36] . De obicei, astfel de sultani apar atunci când substanțe volatile precum sulful sau dioxidul de sulf se ridică deasupra vulcanilor din Io cu o viteză de aproximativ 1 km/s , formând un fel de umbrelă de praf și gaz la înălțime. Pe lângă substanțele de mai sus, sodiul, potasiul și clorul se găsesc în penele vulcanice [89] [90] . Sultanii sunt formați în două moduri diferite. [91] Cele mai mari penare apar atunci când gazul de sulf și dioxid de sulf erupe din vulcani sau din lacurile de lavă, purtând adesea materii silicato-piroclastice cu ei. Aceste pene formează la suprafață depozite roșii (sulf cu lanț scurt) și negre (material silicat-piroclastic). Inelele de sedimente formate în acest fel sunt cele mai mari, depășind uneori 1000 km în diametru . Astfel de inele înconjoară vulcanul Pele și paterele Tvashtar și Dazhbog . Un alt tip de sultan apare din faptul că fluxurile de lavă se evaporă înghețul din dioxidul de sulf și zboară sub formă de abur. De obicei, înălțimea unor astfel de sultani este mai mică de 100 de kilometri , dar aceștia sunt cei mai longevivi dintre sultani. Ele formează adesea depozite rotunde strălucitoare de dioxid de sulf la suprafață. Sunt, de exemplu, în zona Prometeu , Amirani și Masubi .

Munții

Pe Io sunt 100-150 de munți. Înălțimea medie a acestora este de 6 kilometri, iar maxima este de 17,5 ± 1,5 kilometri (lângă Muntele Boosavla de Sud ) [11] . Munții sunt adesea mari (cu o lungime medie de 157 km) structuri geologice izolate. Structurile tectonice globale, ca pe Pământ, nu sunt vizibile [11] . Dimensiunea uriașă a munților sugerează că aceștia sunt alcătuiți în principal din roci silicate, și nu din sulf [92] .

În ciuda vulcanismului extins care definește aspectul lui Io, aproape toți munții săi nu sunt de origine vulcanică. Cele mai multe dintre ele se formează ca urmare a tensiunilor de compresiune din litosferă, care ridică și adesea înclină bucăți din crusta lui Io, împingându -le unele împotriva altora [93] . Presiunea care duce la formarea munților este rezultatul tasării continue a materialelor vulcanice [93] . Distribuția globală a munților pe suprafața lui Io pare a fi opusă celei a structurilor vulcanice – zonele cu cei mai puțini vulcani au mulți alți munți și invers [94] . Aceasta indică prezența unor suprafețe mari în litosfera Io, în unele dintre ele se produce compresia (formând munți), iar în cealaltă - expansiune (favorabilă formării paterilor) [95] . Cu toate acestea, în unele zone, munții și patera sunt situate aproape unul de celălalt. Acest lucru se poate explica prin faptul că magma ajunge adesea la suprafață prin falii formate în timpul formării munților [82] .

Munții din Io (precum și structurile geologice care se înalță deasupra câmpiilor în general) au forme variate. Cel mai comun dintre ele este platoul [11] . Se aseamănă cu mesele mari cu vârf plat, cu suprafețe neuniforme. Ceilalți munți par a fi blocuri cu vârf din scoarța lui Io, cu o pantă ușoară (formată dintr-o suprafață plană) și o stâncă abruptă unde ies la suprafață straturi aflate anterior adânc. Ambele tipuri de munți au adesea scarpuri abrupte de-a lungul uneia sau mai multor margini. Doar câțiva munți de pe Io sunt de origine vulcanică. Ei seamănă cu mici vulcani scut , cu pante abrupte (6-7°) lângă caldera lor mică și pante mai blânde la margini [96] . Munții vulcanici sunt mici și ating în medie doar 1-2 kilometri înălțime și 40-60 kilometri în lățime. Morfologia altor structuri (unde din patera centrală emană pâraie subțiri, ca în Ra patera) sugerează că acestea sunt și vulcani de scut, dar cu pante foarte blânde [96] .

Se pare că practic toți munții de pe Io sunt într-un stadiu de degradare. Alunecările mari de teren sunt frecvente la picioarele lor . Aparent, vărsarea este principalul factor de distrugere a munților. Mesele și Podișul Io au de obicei margini zimțate care se formează datorită disipării dioxidului de sulf, care creează puncte slabe de-a lungul marginii munților [97] .

Atmosferă

Io are o atmosferă foarte subțire constând în principal din dioxid de sulf (SO 2 ) cu cantități minore de monoxid de sulf (SO), clorură de sodiu (NaCl) și sulf atomic și oxigen [98] . Densitatea și temperatura atmosferei depind în mod semnificativ de ora din zi, latitudine, activitatea vulcanică și cantitatea de îngheț de suprafață. Presiunea atmosferică maximă pe Io variază de la 0,33×10 −4 la 3×10 −4 Pa , sau 0,3 la 3 nbar . Se observă în emisfera anti-joviană a lui Io și de-a lungul ecuatorului și se observă uneori la începutul după-amiezii când temperatura de suprafață atinge un maxim [98] [99] [100] . Au fost observate vârfuri de presiune și în penele vulcanice, unde a fost de 5 × 10 −4 -40 × 10 −4 Pa (5–40 nbar) [40] . Cea mai scăzută presiune atmosferică este observată pe partea de noapte a satelitului, unde scade la 0,1×10 −7 -1×10 −7 Pa (0,0001–0,001 nbar) [98] [99] . Temperatura atmosferei lui Io variază de la temperatura suprafeței la altitudini joase, unde dioxidul de sulf gazos este în echilibru cu înghețul, până la 1800 K la altitudini mari, unde densitatea scăzută permite încălzirea de la particulele încărcate din torul de plasmă al lui Io și încălzirea Joule din tubul curent al lui Io. [ 98] [99] . Presiunea scăzută limitează efectul atmosferei la suprafață, cu excepția redistribuirii temporare a dioxidului de sulf între zonele bogate în îngheț și sărace în îngheț și extinderea dimensiunii depozitelor vulcanice atunci când ejecțiile vulcanice cad în atmosfera de zi mai densă [98] ] [99] . Atmosfera subțire a lui Io arată, de asemenea, că orice sondă care aterizează pe Io nu va avea nevoie de o carcasă aerodinamică cu un scut termic, ci va trebui să fie echipată cu rachete retro pentru a încetini și a opri ambarcațiunea pentru o aterizare mai lină . Grosimea mică a atmosferei necesită și o rezistență mai mare a aparatului la radiații.

Gazul din atmosfera lui Io este condus în magnetosfera lui Jupiter, scăpând fie într-un nor neutru care înconjoară Io, fie într-un torus de plasmă (un inel de particule ionizate) care orbitează în jurul lui Io, dar se rotește împreună cu magnetosfera lui Jupiter. Prin acest proces, aproximativ o tonă de gaz este îndepărtată din atmosfera lui Io în fiecare secundă și, prin urmare, ar trebui să fie completată în același ritm [57] . Principala sursă de SO 2  sunt emisiile vulcanice. Ei pompează în medie 10 tone de dioxid de sulf pe secundă în atmosfera lui Io, dar majoritatea acestor emisii cad înapoi la suprafață [101] . Dioxidul de sulf atmosferic este sub formă gazoasă în principal datorită încălzirii gerului de către lumina soarelui și sublimării acestuia [102] . Atmosfera din partea zilei este concentrată în principal la 40° față de ecuator, unde suprafața este cea mai caldă și erupțiile vulcanice sunt cele mai active [103] . Existența atmosferei datorită sublimării este în concordanță cu faptul că densitatea atmosferei este maximă pe emisfera anti-jupiteriană a Io, unde înghețul de SO 2 este cel mai mare , și cu faptul că această densitate crește pe măsură ce Io se apropie de Soare [98] [102] [104] . Cu toate acestea, emisiile vulcanice au, de asemenea, o anumită contribuție la atmosferă, deoarece cea mai mare densitate a acesteia este observată în apropierea gurilor de ventilație ale vulcanilor [98] . Deoarece presiunea atmosferică a dioxidului de sulf este strâns legată de temperatura suprafeței, atmosfera lui Io se micșorează oarecum noaptea sau când Luna se află în umbra lui Jupiter. Degradarea atmosferică în timpul unei eclipse este îngreunată semnificativ de formarea unui strat de difuzie a unui gaz necondensabil (monoxid de sulf) pe suprafață, dar totuși presiunea atmosferică pe partea de noapte a Io este cu două până la patru ordine de mărime mai mică decât la maximul imediat după amiază [99] [105] . Constituenții minori ai atmosferei lui Io (cum ar fi NaCl, SO, O și S) provin din ejecțiile vulcanice, fie din fotodisociarea SO 2 (dezintegrare cauzată de radiația ultravioletă solară), fie din distrugerea sedimentelor de suprafață de către particulele încărcate din magnetosfera lui Jupiter. [102] .

Imaginile lui Io realizate de camerele de înaltă sensibilitate în timpul eclipsei de Lună arată aurore [106] . Ca și pe Pământ, aceste aurore sunt cauzate de radiația care lovește atmosfera, dar în cazul lui Io, particulele încărcate ajung de-a lungul liniilor câmpului magnetic al lui Jupiter, nu de la vântul solar . De obicei, aurorele sunt observate în apropierea polilor magnetici ai planetelor, dar în Io sunt cele mai strălucitoare lângă ecuator. Io nu are un câmp magnetic propriu, astfel încât particulele încărcate care se mișcă de-a lungul câmpului magnetic al lui Jupiter afectează liber atmosfera lunii. Cele mai strălucitoare aurore apar în apropierea ecuatorului, unde liniile câmpului magnetic sunt paralele cu suprafața satelitului și, prin urmare, trec prin mai mult gaz. Aurorele din aceste zone fluctuează în funcție de schimbările de orientare a dipolului magnetic înclinat al lui Jupiter [107] . Pe lângă cele ecuatoriale, există și alte aurore (vizibile și în imaginea de mai sus): strălucirea roșie a atomilor de oxigen de-a lungul limbului Io și strălucirea verde a atomilor de sodiu pe partea sa nocturnă [90] .

Note

Note de subsol

1. ↑ Periiovy se calculează din semiaxa majoră ( a ) și excentricitatea ( e ):
2. ↑ Apoiovius se calculează din semiaxa majoră ( a ) și excentricitatea ( e ):
3. ↑ Suprafața calculată folosind formula
4. ↑ Volumul se calculează prin formula
5. ↑ Accelerația datorată gravitației este calculată din masă ( m ), constantă gravitațională ( G ) și rază ( r ) după cum urmează:
6. ↑ A doua viteză spațială este calculată din masă ( m ), constantă gravitațională ( G ) și rază ( r ) astfel:
7. ↑ Accentul pe prima silabă - conform Marii Enciclopedii Ruse [6] ; unele alte surse indică accentul pe a doua silabă [7] [8] .

Surse

1. ↑ 1 2 Blue, Jennifer Planet și nume de satelit și descoperitori . USGS (9 noiembrie 2009). Data accesului: 13 ianuarie 2010. Arhivat din original la 17 august 2011. (nedefinit)
2. ↑ 12 Thomas , PC; et al. Forma lui Io din Galileo Limb Measurements   // Icarus . - Elsevier , 1998. - Vol. 135 , nr. 1 . - P. 175-180 . - doi : 10.1006/icar.1998.5987 . — Cod .
3. ^ Yeomans , Donald K. Planetary Satellite Physical Parameters . JPL Solar System Dynamics (13 iulie 2006). Consultat la 5 noiembrie 2007. Arhivat din original pe 18 ianuarie 2010. (nedefinit)
4. ↑ Sateliții clasici ai sistemului solar . Observatorio ARVAL. Consultat la 28 septembrie 2007. Arhivat din original pe 25 august 2011. (nedefinit)
5. ↑ Rathbun, JA; Spencer, JR; Tamppari, LK; Martin, T.Z.; Barnard, L.; Travis, LD Mapping of thermal radiation Io de către instrumentul Galileo fotopolarimetru-radiometru (PPR)  (engleză)  // Icarus  : jurnal. — Elsevier , 2004. — Vol. 169 , nr. 1 . - P. 127-139 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.021 . - Cod .
6. ↑ Xanfomality L. V. Io . Marea Enciclopedie Rusă : versiune electronică (2016). Consultat la 6 februarie 2018. Arhivat din original pe 6 februarie 2018. (nedefinit)
7. ↑ Ageenko F.L. Nume proprii în rusă: un dicționar de stres. - M. : NTs ENAS, 2001. - 376 p.
8. ↑ Resursă academică de ortografie ACADEMOS . Institutul Limbii Ruse. V. V. Vinogradov RAS . Consultat la 15 februarie 2018. Arhivat din original pe 15 februarie 2021. (nedefinit)
9. ↑ 1 2 Rosaly MC Lopes. Io: Luna vulcanică // Enciclopedia sistemului solar / 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 al. Lacurile de lavă de pe Io: Observații ale activității vulcanice din Io de la Galileo NIMS în timpul zborului din 2001  // Icarus  :  jurnal. — Elsevier , 2004. — Vol. 169 , nr. 1 . - P. 140-174 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.11.013 . - Cod .
11. ↑ 1 2 3 4 Schenk, P.; et al. Munții din Io: perspective globale și geologice de la Voyager și Galileo  //  Journal of Geophysical Research : jurnal. - 2001. - Vol. 106 , nr. E12 . - P. 33201-33222 . - doi : 10.1029/2000JE001408 . - Cod biblic .
12. ↑ Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Introducere în Științe Spațiale) . Universitatea de Stat din California, Fresno (29 februarie 2000). Data accesului: 4 iulie 2009. Arhivat din original la 24 ianuarie 2012. (nedefinit)
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.(unde îiatribuie KeplerArhivatăla 11 februarie 2012 peWayback Machine
15. ↑ 1 2 Blue, Jennifer Categorii pentru denumirea caracteristicilor de pe planete și sateliți . USGS (16 octombrie 2006). Consultat la 14 iunie 2007. Arhivat din original pe 25 august 2011. (nedefinit)
16. ↑ Blue, Jennifer Io Nomenclatura Cuprins . USGS. Preluat la 13 martie 2015. Arhivat din original la 25 august 2011. (nedefinit)
17. ↑ 1 2 3 Cruikshank, D.P.; și Nelson, RM O istorie a explorării Io // Io după Galileo / Lopes, RMC; și Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  5 -33. — ISBN 3-540-34681-3 .
18. ↑ Van Helden, Albert The Galileo Project / Science / Simon Marius . Universitatea Rice (14 ianuarie 2004). Consultat la 7 ianuarie 2010. Arhivat din original la 3 iulie 2019. (nedefinit)
19. ↑ Baalke, Ron Descoperirea sateliților galileeni . Laboratorul de propulsie cu reacție. Data accesului: 7 ianuarie 2010. Arhivat din original pe 25 august 2011. (nedefinit)
20. ↑ O'Connor, JJ; Robertson, E. F. Longitude și Académie Royale . Universitatea St. Andrews (februarie 1997). Consultat la 14 iunie 2007. Arhivat din original pe 2 iunie 2019. (nedefinit)
21. ↑ 12 Barnard , EEPe polii întunecați și centura ecuatorială strălucitoare a primului satelit al lui Jupiter  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  : jurnal . - Oxford University Press , 1894. - Vol. 54 , nr. 3 . - P. 134-136 . - .
22. ↑ Dobbins, T.; și Sheehan, W. The Story of Jupiter's Egg Moons  (engleză)  // Sky & Telescope . - 2004. - Vol. 107 , nr. 1 . - P. 114-120 .
23. ↑ Barnard, EEObservații ale planetei Jupiter și ale sateliților săi în timpul anului 1890 cu Equatorialul de 12 inci al Observatorului Lick  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  : jurnal . - Oxford University Press , 1891. - Vol. 51 , nr. 9 . - P. 543-556 . - .
24. ↑ Minton, RB  The Red Polar Caps of Io  // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. — University of Arizona Press, 1973. - Vol. 10 . - P. 35-39 . — Cod biblic .
25. ↑ Lee, T. Spectral Albedos of the Galileian Satellites   // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. — University of Arizona Press, 1972. - Vol. 9 , nr. 3 . - P. 179-180 . - Cod biblic .
26. ↑ Fanale, F.P.; et al. Io: Un depozit de evaporită de suprafață? (engleză)  // Știință . - 1974. - Vol. 186 , nr. 4167 . - P. 922-925 . - doi : 10.1126/science.186.4167.922 . - Cod biblic . — PMID 17730914 .
27. ↑ 1 2 Bigg, EK Influența satelitului Io asupra emisiei decametrice a lui Jupiter  //  Nature: journal. - 1964. - Vol. 203 , nr. 4949 . - P. 1008-1010 . - doi : 10.1038/2031008a0 . — Cod .
28. ↑ Silkin, 1982 , p. 54.
29. ↑ Bartholdi, P.; Owen, F. The Occultation of Beta Scorpii by Jupiter and Io. II. Io  (engleză)  // The Astronomical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1972. - Vol. 77 . - P. 60-65 . - Cod biblic .
30. ↑ O'Leary, Brian; Van Flandern, Figura triaxială a lui Thomas C. Io  (engleză)  // Icarus . - Elsevier , 1972. - Vol. 17 , nr. 1 . - P. 209-215 . - doi : 10.1016/0019-1035(72)90057-7 . - .
31. ↑ 12 Fimmel, R.O .; et al. Mai întâi în Sistemul Solar Exterior . Odiseea pionierului . NASA (1977). Consultat la 5 iunie 2007. Arhivat din original la 14 iulie 2019. (nedefinit)
32. ↑ Anderson, JD; et al. Parametrii gravitaționali ai sistemului Jupiter din urmărirea Doppler a lui Pioneer 10  (engleză)  // Science : journal. - 1974. - Vol. 183 , nr. 4122 . - P. 322-323 . - doi : 10.1126/science.183.4122.322 . - Cod biblic . — PMID 17821098 .
33. ↑ Pioneer 11 Imagini cu Io . Pagina de pornire Galileo . Consultat la 21 aprilie 2007. Arhivat din original pe 25 august 2011. (nedefinit)
34. ↑ Descrierea  misiunii Voyager . Nodul inelelor planetare - Sistemul de date planetare ( NASA ) . Institutul SETI (19 februarie 1997). Consultat la 19 aprilie 2014. Arhivat din original pe 25 august 2011.
35. ↑ 12 Smith , BA; et al. Sistemul Jupiter prin ochii lui Voyager 1   // Știință . - 1979. - Vol. 204 , nr. 4396 . - P. 951-972 . - doi : 10.1126/science.204.4396.951 . - Cod biblic . — PMID 17800430 .
36. ↑ 12 Morabito , LA; et al. Descoperirea vulcanismului extraterestră activ în prezent  (engleză)  // Science : journal. - 1979. - Vol. 204 , nr. 4396 . — P. 972 . - doi : 10.1126/science.204.4396.972 . - Cod biblic . — PMID 17800432 .
37. ↑ 1 2 Strom, R.G.; et al. Pene de erupție vulcanică pe  Io  // Natura . - 1979. - Vol. 280 , nr. 5725 . - P. 733-736 . - doi : 10.1038/280733a0 . - .
38. ↑ 1 2 3 Peale, SJ; et al. Topirea Io prin disiparea mareelor   ​​// Știință . - 1979. - Vol. 203 , nr. 4383 . - P. 892-894 . - doi : 10.1126/science.203.4383.892 . - Cod biblic . — PMID 17771724 .
39. ↑ Soderblom, LA; et al. Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results   // Geophys . Res. Lett. : jurnal. - 1980. - Vol. 7 , nr. 11 . - P. 963-966 . - doi : 10.1029/GL007i011p00963 . - Cod biblic .
40. ↑ 1 2 Pearl, JC; et al. Identificarea SO 2 gazos și noi limite superioare pentru alte gaze pe Io  (engleză)  // Nature : journal. - 1979. - Vol. 288 , nr. 5725 . - P. 757-758 . - doi : 10.1038/280755a0 . — Cod .
41. ↑ Broadfoot, AL; et al. Observații ultraviolete extreme de la întâlnirea Voyager 1 cu Jupiter  //  Science : journal. - 1979. - Vol. 204 , nr. 4396 . - P. 979-982 . - doi : 10.1126/science.204.4396.979 . - Cod biblic . — PMID 17800434 .
42. ↑ Strom, R.G.; Schneider, NM Erupții vulcanice pe Io // Sateliții lui Jupiter / Morrison, D.. — University of Arizona Press, 1982. - S.  598 -633. - ISBN 0-8165-0762-7 .
43. ↑ 12 Anderson , JD; et al. Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io  (engleză)  // Science : journal. - 1996. - Vol. 272 , nr. 5262 . - P. 709-712 . - doi : 10.1126/science.272.5262.709 . - Cod biblic . — PMID 8662566 .
44. ↑ 1 2 3 McEwen, AS; et al. Vulcanismul silicat la temperatură înaltă pe luna lui Jupiter Io  (engleză)  // Science : journal. - 1998. - Vol. 281 , nr. 5373 . - P. 87-90 . - doi : 10.1126/science.281.5373.87 . — Cod biblic . — PMID 9651251 .
45. ↑ 1 2 Perry, J.; et al. Un rezumat al misiunii Galileo și observațiile sale despre Io // Io după Galileo / Lopes, RMC; și Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  35 -59. — ISBN 3-540-34681-3 .
46. ↑ Porco, CC; et al. Imagini Cassini ale atmosferei, sateliților și inelelor lui Jupiter  (engleză)  // Science : journal. - 2003. - Vol. 299 , nr. 5612 . - P. 1541-1547 . - doi : 10.1126/science.1079462 . - Cod biblic . — PMID 12624258 .
47. ↑ Hholshevnikov, Konstantin Vladislavovich De ce planetele terestre nu au inele? . revista Soros. Consultat la 29 decembrie 2010. Arhivat din original la 30 august 2011. (nedefinit)
48. ↑ Marchis, F.; et al. Keck AO survey of Io global vulcanic activity between 2 and 5 μm  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 176 , nr. 1 . - P. 96-122 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.12.014 . - .
49. ↑ Spencer, John Here We Go! (link indisponibil) (23 februarie 2007). Consultat la 3 iunie 2007. Arhivat din original la 16 ianuarie 2008. (nedefinit) 
50. ↑ 12 Spencer , JR; et al. Vulcanismul Io văzut de noi orizonturi: o erupție majoră a vulcanului Tvashtar  (engleză)  // Science : journal. - 2007. - Vol. 318 , nr. 5848 . - P. 240-243 . - doi : 10.1126/science.1147621 . - Cod biblic . — PMID 17932290 .
51. ↑ NASA a lansat o stație interplanetară către Jupiter. . Preluat la 10 august 2011. Arhivat din original la 10 august 2011. (nedefinit)
52. ↑ Echipa comună de definire a științei Jupiter; Echipa de studiu NASA/ESA. Raport de sinteză comun al misiunii sistemului Europa Jupiter (PDF)  (link indisponibil) . NASA/ESA (16 ianuarie 2009). Data accesului: 21 ianuarie 2009. Arhivat din original la 16 februarie 2013. (nedefinit)
53. ↑ Cosmic Vision 2015-2025 Proposals (link nu este disponibil) . ESA (21 iulie 2007). Consultat la 20 februarie 2009. Arhivat din original pe 25 august 2011. (nedefinit) 
54. ↑ McEwen, AS; echipa IVO (2008). „Observatorul vulcanului Io (IVO)” (PDF) . Atelierul Io 2008 . Berkeley, California . Arhivat (PDF) din original pe 2009-03-26 . Accesat 2011-08-10 . Parametrul depreciat folosit |deadlink=( ajutor )
55. ↑ Lopes, RMC; DA Williams. Io după Galileo  // Rapoarte despre progresul în fizică. - 2005. - T. 68 , nr 2 . - S. 303-340 . - doi : 10.1088/0034-4885/68/2/R02 . - .
56. ↑ Spencer, J. John Spencer's Astronomical Visualizations . Preluat la 25 mai 2007. Arhivat din original la 25 august 2011. (nedefinit)
57. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Schneider, NM; Bagenal, F. Norii neutri ai lui Io, torul de plasmă și interacțiunile magnetosferice // Io după Galileo / Lopes, RMC; și Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  265 -286. — ISBN 3-540-34681-3 .
58. ↑ 12 Postberg , F.; et al. Compoziția particulelor din fluxul de praf jovian  (engleză)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Vol. 183 , nr. 1 . - P. 122-134 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.02.001 . — Cod .
59. ↑ Burger, MH; et al. Vedere de aproape a lui Galileo a jetului de sodiu Io // Geophys. Res. Let.. - 1999. - T. 26 , Nr. 22 . - S. 3333-3336 . - doi : 10.1029/1999GL003654 . - Cod .
60. ↑ Krimigis, S.M.; et al. O nebuloasă de gaze din Io care înconjoară Jupiter   // Natură . - 2002. - Vol. 415 , nr. 6875 . - P. 994-996 . - doi : 10.1038/415994a . — PMID 11875559 .
61. ↑ Medillo, M.; et al. Controlul vulcanic al lui Io asupra norilor neutri extinsi ai lui Jupiter  (engleză)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Vol. 170 , nr. 2 . - P. 430-442 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.03.009 . - Cod .
62. ↑ Grün, E.; et al. Descoperirea fluxurilor de praf Jovian și a cerealelor interstelare de către sonda spațială ULYSSES  //  Nature: journal. - 1993. - Vol. 362 , nr. 6419 . - P. 428-430 . - doi : 10.1038/362428a0 . — Cod .
63. ↑ Zook, H.A.; et al. Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories  (engleză)  // Science : journal. - 1996. - Vol. 274 , nr. 5292 . - P. 1501-1503 . - doi : 10.1126/science.274.5292.1501 . - . — PMID 8929405 .
64. ↑ Grün, E.; et al. Măsurătorile de praf în timpul abordării lui Galileo față de Jupiter și Io Encounter  //  Science : journal. - 1996. - Vol. 274 , nr. 5286 . - P. 399-401 . - doi : 10.1126/science.274.5286.399 . - Cod biblic .
65. ↑ 1 2 Kerr, RA Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io  ,  Science. - 2010. - Vol. 327 , nr. 5964 . - P. 408-409 . - doi : 10.1126/science.327.5964.408-b . — PMID 20093451 .
66. ↑ Schubert, J. și colab. Compoziția interioară, structura și dinamica sateliților galileeni. // Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere  (engleză) / F. Bagenal et al .. - Cambridge University Press , 2004. - P. 281-306. - ISBN 978-0-521-81808-7 .
67. ↑ 12 Anderson , JD; et al. Câmpul gravitațional al lui Io și structura interioară  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Vol. 106 , nr. E12 . - Str. 32963-32969 . - doi : 10.1029/2000JE001367 . - Cod biblic .
68. ↑ Kivelson, M.G.; et al. Magnetizat sau nemagnetizat: Ambiguitatea persistă după întâlnirile lui Galileo cu Io în 1999 și 2000  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Vol. 106 , nr. A11 . - Str. 26121-26135 . - doi : 10.1029/2000JA002510 . - Cod biblic .
69. ↑ Sohl, F.; et al. Implicații din observațiile lui Galileo asupra structurii interioare și chimiei sateliților galileeni  (engleză)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2002. - Vol. 157 , nr. 1 . - P. 104-119 . - doi : 10.1006/icar.2002.6828 . - Cod .
70. ↑ Kuskov, OL; VA Kronrod. Dimensiunile nucleului și structura internă a sateliților Pământului și ai lui Jupiter  (engleză)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 151 , nr. 2 . - P. 204-227 . - doi : 10.1006/icar.2001.6611 . - Cod .
71. ↑ 1 2 3 Moore, WB și colab. Interiorul Io. // Io după Galileo / RMC Lopes și JR Spencer. - Springer-Praxis , 2007. - S.  89 -108. — ISBN 3-540-34681-3 .
72. ↑ Galileo de la NASA dezvăluie „ocean” de magmă sub suprafața Lunii lui Jupiter . Science Daily (12 mai 2011). Preluat la 12 august 2011. Arhivat din original la 7 martie 2016. (nedefinit)
73. ↑ Perry, J. Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean . The Gish Bar Times (21 ianuarie 2010). Data accesului: 22 ianuarie 2010. Arhivat din original pe 4 februarie 2012. (nedefinit)
74. ↑ Jaeger, WL; et al. Tectonismul orogenic pe Io // J. Geophys. Rez.. - 2003. - T. 108 , Nr E8 . - S. 12-1 . - doi : 10.1029/2002JE001946 . - Cod .
75. ↑ 1 2 Sistemul solar. Vulcanismul pe corpurile sistemului solar . Astronet . Preluat la 12 august 2011. Arhivat din original la 12 noiembrie 2013. (nedefinit)
76. ↑ Yoder, C.F.; et al. Cum încălzirea mareelor ​​în Io determină încuietorile de rezonanță orbitală galileene  //  Nature : journal. - 1979. - Vol. 279 , nr. 5716 . - P. 767-770 . - doi : 10.1038/279767a0 . - .
77. ↑ Britt, Robert Roy Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color (link indisponibil) . Space.com (16 martie 2000). Consultat la 25 iulie 2007. Arhivat din original la 15 decembrie 2000. (nedefinit) 
78. ↑ Popov Leonid. Oamenii de știință au întocmit prima hartă geologică completă a Io (link inaccesibil) . membrana.ru (20 martie 2012). Preluat la 21 martie 2012. Arhivat din original la 17 aprilie 2013. (nedefinit) 
79. ↑ 12 Carlson , RW; et al. Compoziția suprafeței lui Io // Io după Galileo / Lopes, RMC; și Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  194 -229. — ISBN 3-540-34681-3 .
80. ↑ Spencer, J.; et al. Descoperirea S 2 gazos în Pele Plume din Io  (engleză)  // Science : journal. - 2000. - Vol. 288 , nr. 5469 . - P. 1208-1210 . - doi : 10.1126/science.288.5469.1208 . - Cod biblic . — PMID 10817990 .
81. ↑ Douté, S.; et al. Geologie și activitate în jurul vulcanilor de pe Io din analiza NIMS  (engleză)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Vol. 169 , nr. 1 . - P. 175-196 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.02.001 . — Cod .
82. ↑ 1 2 3 4 Radebaugh, D.; et al. Paterae pe Io: Un nou tip de calderă vulcanică? (Engleză)  // Jurnalul de Cercetări Geofizice. - 2001. - Vol. 106 , nr. E12 . - P. 33005-33020 . - doi : 10.1029/2000JE001406 . - Cod biblic .
83. ↑ Keszthelyi, L.; et al. O vedere post-Galileo a interiorului lui Io  (engleză)  // Icarus . — Elsevier , 2004. — Vol. 169 , nr. 1 . - P. 271-286 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.01.005 . - Cod .
84. ↑ Perry, JE; et al. (2003). „Gish Bar Patera, Io: Geology and Vulcanic Activity, 1997–2001” (PDF) . LPSC XXXIV . Clear Lake City (Greater Houston) . Rezumat #1720. Arhivat (PDF) din original pe 2009-03-26 . Accesat 2011-08-11 . Parametrul depreciat folosit |deadlink=( ajutor )
85. ↑ Radebaugh, J.; et al. Observații și temperaturi ale lui Io Pele Patera din imaginile navelor spațiale Cassini și Galileo  (engleză)  // Icarus  : jurnal. — Elsevier , 2004. — Vol. 169 , nr. 1 . - P. 65-79 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.10.019 . - .
86. ↑ Howell, R.R.; Lopes, RMC Natura activității vulcanice de la Loki: Perspective din datele Galileo NIMS și PPR  // Icarus  :  jurnal. — Elsevier , 2007. — Vol. 186 , nr. 2 . - P. 448-461 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.09.022 . - .
87. ↑ Keszthelyi, L.; et al. Imagini ale activității vulcanice de pe luna Io a lui Jupiter de către Galileo în timpul misiunii Galileo Europa și misiunii Galileo Millennium  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Vol. 106 , nr. E12 . - Str. 33025-33052 . - doi : 10.1029/2000JE001383 . - Cod biblic .
88. ↑ 1 2 Keszthelyi, L.; et al. Noi estimări pentru temperaturile de erupție Io: Implicații pentru interior  (engleză)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2007. — Vol. 192 , nr. 2 . - P. 491-502 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.07.008 . — Cod .
89. ↑ Roesler, FL; et al. Spectroscopie de imagistică cu ultraviolete îndepărtate a atmosferei lui Io cu HST/STIS  (engleză)  // Science : journal. - 1999. - Vol. 283 , nr. 5400 . - P. 353-357 . - doi : 10.1126/science.283.5400.353 . - Cod biblic . — PMID 9888844 .
90. ↑ 1 2 Geissler, PE; et al. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io   // Science . - 1999. - Vol. 285 , nr. 5429 . - P. 870-874 . - doi : 10.1126/science.285.5429.870 . - Cod biblic . — PMID 10436151 .
91. ↑ McEwen, AS; Soderblom, LA Două clase de penuri vulcanice pe Io  (engleză)  // Icarus . - Elsevier , 1983. - Vol. 58 , nr. 2 . - P. 197-226 . - doi : 10.1016/0019-1035(83)90075-1 . - .
92. ↑ Clow, GD; Carr, MH Stabilitatea taluzelor de sulf pe Io  (engleză)  // Icarus . - Elsevier , 1980. - Vol. 44 , nr. 2 . - P. 268-279 . - doi : 10.1016/0019-1035(80)90022-6 . - .
93. ↑ 12 Schenk, P.M .; Bulmer, MH Originea munților de pe Io prin falii de tracțiune și mișcări de masă la scară largă  (engleză)  // Science : journal. - 1998. - Vol. 279 , nr. 5356 . - P. 1514-1517 . - doi : 10.1126/science.279.5356.1514 . - Cod biblic . — PMID 9488645 .
94. ↑ McKinnon, WB; et al. Chaos on Io: Un model pentru formarea blocurilor montane prin încălzirea, topirea și înclinarea crustei  //  Geologie : jurnal. - 2001. - Vol. 29 , nr. 2 . - P. 103-106 . - doi : 10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2 . - Cod biblic .
95. ↑ Tackley, PJ Convecția în astenosfera lui Io: Redistribuirea încălzirii neuniforme ale mareelor ​​prin fluxuri medii  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Vol. 106 , nr. E12 . - P. 32971-32981 . - doi : 10.1029/2000JE001411 . - Cod biblic .
96. ↑ 12 Schenk, P.M .; et al. Topografia vulcanului scut și reologia fluxurilor de lavă pe Io  (engleză)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Vol. 169 , nr. 1 . - P. 98-110 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.01.015 . — .
97. ↑ Moore, JM; et al. Degradarea reliefului și procesele de pantă pe Io: The Galileo view  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Vol. 106 , nr. E12 . - P. 33223-33240 . - doi : 10.1029/2000JE001375 . - Cod biblic .
98. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Lellouch, E.; et al. Atmosfera lui Io // Io după Galileo / Lopes, RMC; și Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  231 -264. — ISBN 3-540-34681-3 .
99. ↑ 1 2 3 4 5 Walker, AC; et al. O simulare numerică cuprinzătoare a atmosferei determinate de sublimare din Io   // Icarus . — Elsevier , 2010. — Vol. 207 , nr. 1 . - P. 409-432 . - doi : 10.1016/j.icarus.2010.01.012 . - Cod .
100. ↑ Spencer, AC; et al. Detectarea în infraroșu mediu a asimetriilor longitudinale mari în atmosfera  SO 2 din Io (engleză)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 176 , nr. 2 . - P. 283-304 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.01.019 . - Cod .
101. ↑ Geissler, P.E.; Goldstein, DB Plumes and their deposits // Io după Galileo / Lopes, RMC; și Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  163 -192. — ISBN 3-540-34681-3 .
102. ↑ 1 2 3 Moullet, A.; et al. Cartografierea simultană a SO 2 , SO, NaCl în atmosfera lui Io cu Submillimeter Array   // Icarus . — Elsevier , 2010. — Vol. 208 , nr. 1 . - P. 353-365 . - doi : 10.1016/j.icarus.2010.02.009 . - .
103. ↑ Feaga, LM; et al. Atmosfera  de SO 2 din Io  // Icar . — Elsevier , 2009. — Vol. 201 , nr. 2 . - P. 570-584 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.01.029 . - Cod .
104. ↑ Spencer, John Aloha, Io . Blogul Societății Planetare . Societatea Planetară (8 iunie 2009). Data accesului: 7 martie 2010. Arhivat din original pe 4 februarie 2012. (nedefinit)
105. ↑ Moore, CH; et al. Simulare DSMC 1-D a colapsului și reformării atmosferice din Io în timpul și după eclipsă  (engleză)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2009. — Vol. 201 , nr. 2 . - P. 585-597 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.01.006 . - .
106. ↑ Geissler, P.E.; et al. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io   // Science . - 1999. - Vol. 285 , nr. 5429 . - P. 870-874 . - doi : 10.1126/science.285.5429.870 . - Cod biblic . — PMID 10436151 .
107. ↑ Retherford, K.D.; et al. Petele ecuatoriale din Io: morfologia emisiilor UV neutre  //  Journal of Geophysical Research. - 2000. - Vol. 105 , nr. A12 . - P. 27.157-27.165 . - doi : 10.1029/2000JA002500 . - Cod biblic .

Literatură

• Burba G. A. Nomenclatura detaliilor reliefului sateliților galileeni ai lui Jupiter / Ed. ed. K. P. Florensky și Yu. I. Efremov. - Moscova: Nauka, 1984. - 84 p.
• Silkin B.I. În lumea multor luni. — M .: Nauka , 1982. — 208 p. — 150.000 de exemplare.
• Johnson T. , Soderblom L. Și despre. // În lumea științei , 1984, nr. 2, p.12-25

Link -uri

• Profil satelit Arhivat 7 noiembrie 2015 la NASA Wayback  Machine
• Io rotație video  (ing.)  (link nu este disponibil) . Arhivat din original la 1 martie 2012.
•  Catalogul de imagini NASA din Io
•  Imagini de la satelitul Galileo
• Harta globală a Io pe site-ul USGS Planetary Geology  (  link inaccesibil) . Preluat la 4 octombrie 2017. Arhivat din original la 10 august 2017. , bazat pe imagini de la Voyagers și Galileo
• Lista caracteristicilor denumite ale suprafeței lui Io și o hartă cu numele lor pe site-ul web al nomenclaturii planetare USGS  (ing.)
• Site despre Io (link inaccesibil) . Arhivat din original pe 7 aprilie 2010. (Rusă) 
• Burba G. A. Erupțiile lumilor . In jurul lumii. Arhivat din original pe 2 ianuarie 2019. (nedefinit)

Dicționare și enciclopedii	Mare catalană Mare norvegian Rusă mare Britannica (online)
În cataloagele bibliografice	GND : 4276694-1 J9U : 987007556431505171 LCCN : sh98000376 VIAF : 315160643 WorldCat VIAF : 315160643

Și despre
Planetă gazdă	Jupiter
Regiunile Io	Bactria Bosfor Bulicam Illyricon Colhida Lerna midii Micene Tars Khalib
Vulcanii din Io	Vulcanismul pe Io Pele Amirani Masubi Thor
Pateri Io	Pater Tvashtar Amaterasu Loki Maui Pillana Ra tupana shango Gish Bar
Munții din Io	Boosavla de Sud tohil Eubeea Platoul Dunării ionian
Studiu	„ Voyager 1 ” (1979) " Galileo " (1995-2003) „ Noi orizonturi ” (2007)
Categorie:io Portal: Astronomie Wikimedia Commons:Io

Lunii lui Jupiter
Sateliți interni	Metis Adrastea Amalthea A fi
sateliți galileeni	Și despre Europa Ganimede Callisto
grupul Himalia	Leda Himalia Lysitea Elara Dia pandia Ersa
Grupul Ananke	Evporie Eufeme S/2003J18 S/2010J2 Telksinoe Evante Gelike Ortezie Iocasta S/2003J16 Praxidike Harpalike Mneme Hermippe Tione Ananke S/2016J1 S/2017J3
Grupul Karme	S/2003J24 Gerse Etna Calais Tayget S/2003J19 Haldene S/2003J10 Erinome Callihor Kalika Karma Pasithea S/2010J1 Eukelade Arche Isonoe S/2017J2 S/2017J5 S/2003J9 Eirene S/2017J8
Grupul Pasife	Filofrosina S/2003J23 Aoyde Kalliroe Eurydome S/2017J1 S/2011J2 Killene S/2003J4 Pasiphe hegemonic Sinop Sponde autonom Kore Megaclit
sateliți izolați	cu rotatie directa Themisto Karpo valetudo cu rotire inversă S/2003J12 S/2011J1 S/2003J2
Listarea în grupuri în ordine crescătoare a semi-axei ​​majore a orbitei

Jupiter
Caracteristici	Atmosfera pată roșie mare mică pată roșie ovale albe Soare oval Magnetosfera Inele polul Nord polul Sud
sateliți	Intern Metis Adrastea Amalthea A fi galilean Și despre Europa Ganimede Callisto Neregulat grupul Himalia Grupul Karme Grupul Ananke Grupul Pasife Grupul Carpo
Cercetare	Proiectul „Pioneer” Pionier-10 Pionierul-11 Proiectul Voyager Voyager 1 Voyager 2 Ulise Galileo Cassini Noi orizonturi Juno Misiunea sistemului Europa Jupiter
Alte	Cometa Shoemaker-Levy 9 Căderea pe Jupiter a unui corp ceresc (2009) Lista asteroizilor care traversează orbita lui Jupiter Jupiter în cultură Jupiter (mitologia) Asteroizii troieni ai lui Jupiter punct mare cu raze X
Vezi si Categorie: Jupiter sistem solar

Sateliții din sistemul solar
peste 4000 km	Ganimede Titan Callisto
2000-4000 km	Și despre Luna Europa Triton
1000-2000 km	Titania Rhea Oberon Iapet Charon Ariel Umbriel Dione Tethys
500-1000 km	Enceladus
250-500 km	Miranda Proteus Mimas Nereidă Ilmare Hiiaka Hyperion Actea Disnomie
100-250 km	Phoebe Larissa Ianus Galatea Namaka Amalthea Ambalaj Sycorax O porțiune Forky Vant Zoya Taviskaron S/2015 (136472) 1 Xiangliu Epimeteu
50-100 km	A fi Julieta Nikta Prometeu Elara S/2000 (90) 1 Thalassa Pandora Belinda Cressida Hidra Rosalind Caliban Naiadă Desdemona Galimede Pasiphe Nu cu bianca Veyvot Prospero
După planete (și pitici )	Mercur Venus Pământ Luna Marte asteroizi Jupiter Saturn uraniu Neptun Pluton Haumea Makemake Eris Candidați: (225088) Gunguna Orca quwara

sistem solar
Steaua centrală și planetele	Soare Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn Uranus Neptun
planete pitice	Ceres Pluton Haumea Makemake Eris Candidați Sedna Orc Quaoar Pistolă-pistol 2002 MS 4
Sateliți mari	Ganimede Titan Callisto Și despre Luna Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapet Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereidă
Sateliți / inele	Pământ / ∅ Marte Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Candidați Orca quwara
Primii asteroizi descoperiți	(1) Ceres (2) Palas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Igiea (11) Parthenope
Corpuri mici	meteoroizi asteroizi / sateliții lor aproape de Pământ centura principală troian centauri transneptunian Centura Kuiper plutino cubewano disc împrăștiat damocloide comete nor Oort
obiecte artificiale	sateliți artificiali de pământ nave spațiale interplanetare
Obiecte ipotetice	Vulcan și vulcanoizi satelitul lui Mercur sateliții lui Venus alți sateliți ai pământului contra-pământ Planeta Nouă , Tyche , Planeta X și alte planete trans-neptuniene Nemesis Foste planete: Theia , Phaeton sau Planeta V Al cincilea gigant gazos
Lista obiectelor din Sistemul Solar Obiecte astronomice

atmosfere
Atmosfere de stele	Soare
atmosfere planetare	Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn Uranus Neptun
Atmosferele sateliților	Luna Dione Și despre Europa Ganimede Callisto Enceladus Titan Rhea Triton
planete pitice	Ceres Pluton Makemake
exoplanete	Osiris Kepler-7b
Vezi si	sistem solar Planetologie Comete