Io (satelit)

Ió [až 7] ( starořecky Ἰώ ) je satelit Jupitera , který je nejblíže planetě ze čtyř Galileových satelitů . Pojmenována na počest mytologické Io  - kněžky Héry a milenky Dia . Má průměr 3642 km, což z něj dělá čtvrtý největší satelit ve sluneční soustavě .

Tento satelit je geologicky nejaktivnějším tělesem Sluneční soustavy, má více než 400 aktivních sopek [9] [10] . Taková aktivita je způsobena periodickým zahříváním vnitřku satelitu v důsledku tření, což je pravděpodobně způsobeno slapovými gravitačními vlivy z Jupiteru , Europy a Ganymedu . U některých sopek jsou emise síry a oxidu siřičitého tak silné, že stoupají až do výšky 500 kilometrů. Na povrchu Io můžete vidět více než stovku hor, které vyrostly v důsledku stlačení na základně silikátové kůry satelitu. Některé z těchto vrcholů jsou vyšší než Chomolungma [11]  – například Mount South Boosavla je dvakrát vyšší. Na rozdíl od většiny měsíců ve vnější sluneční soustavě (které jsou většinou vodním ledem ), Io se primárně skládá z křemičitých hornin obklopujících roztavené jádro železa nebo sulfidu železa. Většinu povrchu Io pokrývají pláně pokryté sírou nebo zmrzlým oxidem siřičitým.

Vulkanismus dává povrchu Io jeho jedinečné rysy. Sopečný popel a proudy lávy neustále mění povrch a barví jej do různých odstínů žluté, bílé, červené, černé a zelené (z velké části díky alotropům a sloučeninám síry). Lávové proudy na Io dosahují délky 500 kilometrů. Sopečné výrony vytvářejí tenkou, nehomogenní atmosféru Io a proudění plazmy v magnetosféře Jupiteru, včetně obrovského plazmatického torusu kolem ní.

Io hrál významnou roli ve vývoji astronomie v 17.-18. Spolu s dalšími galileovskými satelity jej objevil Galileo Galilei v roce 1610. Tento objev přispěl k přijetí Koperníkova modelu sluneční soustavy , k rozvoji Keplerova zákonů pohybu planet a k prvnímu měření rychlosti světla . Io byl pozorován pouze jako světlá tečka až do konce 19. a počátku 20. století, kdy bylo možné vidět největší detaily jeho povrchu - tmavě červené polární a jasné rovníkové oblasti. V roce 1979 dvě sondy Voyager představily světu Io jako geologicky aktivní měsíc s četnými sopkami, velkými horami a poměrně mladým povrchem bez znatelných impaktních kráterů. Kosmická loď Galileo provedla několik blízkých průletů v 90. letech 20. století a na počátku 21. století, přičemž získala údaje o vnitřní struktuře a složení povrchu Io. Tyto sondy také objevily spojení mezi Měsícem a Jupiterovou magnetosférou a radiační pás podél oběžné dráhy Io. Osoba na povrchu Io by obdržela absorbovanou dávku záření asi 3600 rad (36 Gy ) za den [12] .

Io byla později pozorována sondou Cassini-Huygens v roce 2000 a vesmírnou stanicí New Horizons v roce 2007, stejně jako díky pokroku v technologii pozemními dalekohledy a Hubbleovým vesmírným dalekohledem.

Nomenklatura

Ačkoli Simon Marius nebyl rozpoznán jako objevitel galilejských satelitů, jména, která jim byla dána, byla přijata. V roce 1614 se objevila jeho publikace Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici , ve které navrhl jména pro nejbližší satelity Jupiteru, včetně „Mercury Jupiterian“ nebo první z „Jupiterských planet“ [13] . Podporoval návrh Johannese Keplera z roku 1613 pojmenovat satelity této planety po milovaném Dia nebo jeho římském ekvivalentu . Největší z vnitřních měsíců, Io, pojmenoval po Io z řecké mytologie [13] [14] . Poté byla jména navržená Mari zapomenuta a až do poloviny 20. století se nepoužívala. V dřívější literatuře, Io je odkazoval se na jeho planetární příslušnost s přidáním římské číslice, takový jako “ Jupiter I ”, nebo jednoduše “Jupiterův první měsíc”.

Podrobnosti o reliéfu Io jsou pojmenovány po postavách a místech z mýtu o Io, po božstvech ohně, sopek, Slunce a hromu z různých mýtů, stejně jako po postavách a místech z Dante 's Inferno , vhodných pro povrch vulkanické povahy. [15] Od doby, kdy byl povrch Io dostatečně podrobně prozkoumán sondou Voyager 1, bylo pojmenováno 225 sopek, hor, náhorních plošin a oblastí s vysokým albedem. Jmenované detaily reliéfu jsou následujících typů: patera ( latinsky patera ) je nepravidelně tvarovaný sopečný kráter, tok ( fluctus ) je lávový proud, údolí ( vallis ) je lávový kanál, erupční centrum  je oblast, kde se objevují první známky erupce jsou viditelné, hora ( mons ), stolová hora ( mensa ), kupole ( tholus ), plošina ( planum ), region ( regio ) [15] . Příklady pojmenovaných staveb jsou stolová hora Pan, Tvashtara patera a oblast Colchis [16] .  

Pozorování

První pozorování Io provedl Galileo Galilei 7. ledna 1610. Podařilo se mu to spatřit pomocí jím navrženého refraktoru na univerzitě v Padově s 20násobným zvětšením. Při prvním pozorování však nebyl schopen oddělit Io od druhého Jupiterova měsíce Europa  a označil je jako jeden objekt. Ale hned druhý den - 8. ledna 1610 - je viděl odděleně (toto datum je IAU uznáváno jako datum objevení Io) [1] . Objev Io a dalších Galileových satelitů publikoval Galileo v Sidereus Nuncius v březnu 1610 [17] . Simon Marius ve své práci Mundus Jovialis , publikované v roce 1614, tvrdil, že pozoroval Io a další měsíce Jupitera již v roce 1609, týden předtím, než je objevil Galileo. Vyjádřil pochybnosti o pravosti těchto obvinění a Mariusovo prohlášení odmítl jako plagiát. Ale první zaznamenané pozorování Mariuse je datováno 29. prosince 1609 podle juliánského kalendáře , což odpovídá 8. lednu 1610 podle gregoriánského kalendáře používaného Galileem [18] . Protože Galileo byl první, kdo dílo publikoval, je mu připisován objev [19] .

Po další dvě století nebylo možné na Io rozeznat žádné podrobnosti: byl pozorován pouze jako světelný bod 5. magnitudy . V 17. století byly Io a další galilejské satelity využívány k různým účelům: s jejich pomocí námořníci určovali zeměpisnou délku [20] , testovali třetí Keplerovu zákon o pohybech planet a také určovali dobu, za kterou světlo urazí vzdálenost mezi Jupiterem . a Země [17] . Na základě efemerid získaných astronomy jako Giovanni Cassini vytvořil Pierre-Simon Laplace matematickou teorii vysvětlující orbitální rezonance Io, Europy a Ganymede [17] . Později bylo zjištěno, že tyto rezonance mají hluboký vliv na geologii těchto tří satelitů.

Koncem 19. a začátkem 20. století se technologie dalekohledů zlepšila a objevily se dalekohledy s lepším rozlišením . To umožnilo astronomům vidět rozsáhlé útvary na povrchu Io. V 90. letech 19. století byl Edward Barnard prvním astronomem, který viděl rozdíly v jasnosti mezi rovníkovou a polární oblastí Io, a správně odhadl, že byly způsobeny rozdílem v barvě a albedu těchto oblastí, a ne proto, že by Io byl oválný (jak bylo navrženo od astronoma Williama Pickeringa ) nebo protože rovníkové a polární oblasti jsou dvě samostatné entity (jak původně navrhoval Barnard) [21] [22] [23] . Novější teleskopická pozorování povrchu Io potvrdila rozdíl mezi červenohnědou polární oblastí a žlutobílou rovníkovou oblastí [24] .

Teleskopická pozorování Io v polovině 20. století začala naznačovat jeho extrémní geologickou aktivitu. Spektrografická pozorování ukázala, že povrch Io je pravděpodobně bez vodního ledu (byl nalezen v hojnosti na jiných Galileových satelitech) [25] . Stejná pozorování naznačují, že na povrchu satelitu převládají sodné a sirné soli [26] . Radioteleskopická pozorování Io ukázala jeho vliv na Jupiterovu magnetosféru , o čemž svědčí výbuchy na dekametrových vlnách s periodou rovnou oběžné době satelitu [27] .

Pro vědu bylo důležité zákryt Io na hvězdě Beta Scorpii [28] 14. května 1971 ve 2:00 UTC [29] , což je u tak jasné hvězdy extrémně vzácná událost. To umožnilo v roce 1972 získat velmi dobrý odhad průměrného poloměru Io: 1818±5 km [30] .

"Pionýr"

První kosmické lodě, které se přiblížily k Io, byly dvojče Pioneer 10 a Pioneer 11 , létající poblíž ní 3. prosince 1973 a 2. prosince 1974 [31] . Jejich rádiové sledování umožnilo objasnit hmotnost Io. Tyto údaje spolu s údaji o jeho velikosti ukázaly, že Io má největší hustotu mezi galileovskými satelity a skládá se ze silikátových hornin, nikoli z vodního ledu [32] . S pomocí Pioneers bylo také možné zaznamenat tenkou vrstvu atmosféry Io a intenzivní radiační pás v blízkosti jeho oběžné dráhy. Kamera na palubě Pioneer 11 poskytla dobrý obraz severní polární oblasti Io [33] . Pioneer-10 měl také pořizovat detailní snímky, ale tato pozorování selhala kvůli nesprávné činnosti zařízení při vysoké radiaci [31] .

Voyager

Průlety dvou sond Voyager 1 a Voyager 2 kolem Io v roce 1979, díky jejich vylepšenému zobrazovacímu systému, přinesly mnohem detailnější snímky Měsíce. Voyager 1 minul družici 5. března 1979 ve vzdálenosti 20 600 kilometrů [34] . Snímky pořízené během tohoto průletu ukázaly zvláštní pestrobarevnou krajinu bez impaktních kráterů [35] . Snímky s vysokým rozlišením ukazují relativně mladý povrch, posetý podivně tvarovanými prohlubněmi, horami nad Chomolungmou a látkou připomínající lávové proudy.

Krátce po průletu Voyagerem 2 si navigační inženýrka Voyageru Linda Morabito všimla na jednom ze snímků oblak vycházející z povrchu [36] . Při analýze snímků z Voyageru 1 bylo zaznamenáno devět takových oblaků, což dokazuje přítomnost sopečné aktivity na Io [37] . Předpověděli to Stan J. Peel, Patrick Cassin a R. T. Reynolds krátce před snímky Voyageru 1. Autoři vypočítali, že vnitřek Io by měl zaznamenat významné periodické zahřívání způsobené orbitální rezonancí Io s Ganymedem a Europou [38] . Data z Voyageru 1 ukázala, že na povrchu Io dominuje síra a zmrzlý oxid síry . Dominují také v tenké vrstvě atmosféry Io a v plazmatickém torusu soustředěném na jeho oběžné dráze (což také vyplývá z pozorování Voyageru) [39] [40] [41] .

Voyager 2 proletěl 9. července 1979 1 130 000 kilometrů od Io . Přestože se sonda nepřibližovala k Měsíci stejným způsobem jako Voyager 1 , porovnání jejich snímků odhalilo několik povrchových změn, ke kterým došlo během čtyř měsíců mezi průlety. Navíc pozorování Io poté, co se Voyager 2 vzdálil od systému Jupiter, ukázalo, že sedm z devíti oblaků pozorovaných v březnu bylo aktivních v červenci 1979 a pasivní se jevil pouze vulkán Pele [42] .

"Galileo"

Sonda Galileo dosáhla Jupiteru v roce 1995 (šest let po startu ze Země). Jeho cílem bylo pokračovat a zdokonalit výzkum Voyageru a pozemní pozorování z minulých let. Poloha Io v jednom z nejintenzivnějších radiačních pásů Jupitera vylučovala možnost dlouhých blízkých studií, ale Galileo letěl docela blízko Io, než vstoupil na oběžnou dráhu, kterou potřeboval ke splnění svého hlavního úkolu, a to podrobného studia systému Jupiter. Přestože během tohoto průletu 7. prosince 1995 nebyl pořízen jediný snímek, přinesl významné výsledky: bylo objeveno železné jádro Io, podobné jádru kamenných planet sluneční soustavy [43] .

Navzdory nedostatku detailních snímků a mechanických poruch, které značně omezovaly množství přijatých dat, učinil Galileo během hlavní mise několik významných objevů. Byl svědkem velké erupce Pillana Patera a byl schopen potvrdit, že vulkanická ejekta se skládala ze silikátového magmatu bohatého na hořčík a základního a ultramafického složení [44] . Natáčení Io bylo prováděno téměř při každé revoluci Galilea během jeho hlavního poslání. To umožnilo spatřit mnoho aktivních sopek (díky tepelnému záření magmatu a vulkanických oblaků), četná pohoří s různou morfologií a některé povrchové změny v intervalu mezi pozorováním Voyageru a Galilea, jakož i v intervalu mezi Galileovými revolucemi [45] . Z 35 oběžných drah Galilea kolem Jupiteru bylo 7 navrženo ke studiu Io (maximální přiblížení - 102 km, nastalo 17. ledna 2002).

Mise Galileo byla dvakrát prodloužena, v roce 1997 a 2000. Během těchto prodloužení mise proletěla kosmická loď kolem Io třikrát na konci roku 1999 a na začátku roku 2000 a třikrát na konci roku 2001 a začátkem roku 2002. Pozorování během těchto průletů ukázala geologické procesy probíhající ve vulkánech a horách Io, vyloučila přítomnost magnetického pole a prokázala rozsah vulkanické aktivity [45] . V prosinci 2000 prolétla sonda Cassini na své cestě k Saturnu blízko soustavy Jupiter a provedla pozorování s Galileem. Pak byl na tvashtarských stezkách objeven nový oblak a bylo lépe pochopeno záření Io [46] . Kromě toho Cassini získala nová data o plazmovém torusu vytvořeném Io pomocí svého citlivého ultrafialového spektrometru . Thor se skládá z ionizovaných atomů a molekul síry s příměsí dalších látek. Meridiální řez torusu má tvar elipsy se srovnatelnými osami [47] .

Následná pozorování

Poté, co byla 21. září 2003 dokončena mise Galileo a zařízení shořelo v atmosféře Jupiteru, byla pozorování Io prováděna pouze pomocí pozemních a vesmírných dalekohledů. Konkrétně lze vyčlenit snímky pořízené pomocí adaptivní optiky na Keck Observatory na Havaji a snímky Hubbleova teleskopu, které vědcům umožňují sledovat sopky aktivní na Io i bez pomoci kosmických lodí v systému Jupiter [ 48] [49] .

Kosmická loď New Horizons , na cestě k Plutu a Kuiperově pásu , proletěla kolem systému Jupiter, včetně Io, 28. února 2007. Během průletu bylo provedeno mnoho vzdálených pozorování Io. Jsou mezi nimi snímky velkého oblaku v Tvashtara, které spolu s pozorováními oblaku Pele v roce 1979 umožnily provést první podrobná pozorování největší třídy vulkanických oblaků na Io [50] . Sonda New Horizons byla také schopna zobrazit sopku poblíž Girru Patera během raných fází erupce a několika sopečných erupcí, ke kterým došlo od dokončení mise Galileo [50] .

V současné době jsou plánovány dvě mise ke studiu systému Jupiter. Sonda Juno , vypuštěná 5. srpna 2011 NASA [51] , má omezené možnosti zobrazování, ale může monitorovat vulkanickou aktivitu Io pomocí svého blízkého infračerveného spektrometru JIRAM. Sonda vstoupila na polární oběžnou dráhu Jupiteru 5. července 2016. Společný ( NASA / ESA / Roskosmos ) vesmírný program " Europa Jupiter System Mission ", schválený v únoru 2009, je naplánován na rok 2020. Počet vypuštěných vozidel se pohybuje od dvou do čtyř: Jupiter Europa Orbiter (NASA), Jupiter Ganymede Orbiter (ESA) [52] , Jupiter Magnetospheric Orbiter (JAXA) a Jupiter Europa Lander (Roskosmos ). Průzkum Io je na programu pouze pro Jupiter Europa Orbiter, který provede čtyři průlety kolem Io v letech 2025 a 2026, než vstoupí na oběžnou dráhu kolem Europy . Příspěvek ESA k této misi stále čelí konkurenci o financování z jejích dalších vesmírných projektů [53] . Kromě těchto misí, které již NASA schválila, bylo navrženo několik dalších specializovanějších misí. Jedna mise, nazvaná Io Volcano Observer, by začala v roce 2015 jako mise třídy Discovery a zahrnovala by několik průletů kolem Io, ale zůstává ve fázi konceptu mise [54] .

Orbita a rotace

Dráha Io se nachází ve vzdálenosti 421 700 km od středu Jupiteru a 350 000 km od jeho horní vrstvy oblačnosti. Io je pátý nejvzdálenější měsíc Jupiteru a nejvnitřnější z Galileových měsíců . Jeho oběžná dráha leží mezi Thébami a Europou . Úplná revoluce kolem Jupiteru trvá 42,5 hodiny (dostatečně rychlá na to, aby její pohyb byl patrný za jednu noc pozorování). Io je v orbitální rezonanci 2:1 s Europou a 4:1 s Ganymedem , to znamená, že má čas otočit se kolem Jupitera 2x během jedné revoluce Europy a 4x během jedné revoluce Ganymedu. Tato rezonance zachovává orbitální excentricitu Io (0,0041), což je hlavní důvod významné geoaktivity satelitu ( podrobnější vysvětlení viz sekce Přílivové vytápění ) [38] . Bez takové rezonance by se oběžná dráha Io zaokrouhlila v důsledku slapového zrychlení a je pravděpodobné, že satelit by nebyl tak geologicky aktivní.

Stejně jako ostatní galileovské satelity, stejně jako pozemský Měsíc, je Io synchronní satelit : jedna z jeho polokoulí je vždy obrácena k Jupiteru. To je základ systému pro určování zeměpisné délky na Io. Hlavní poledník prochází bodem obráceným k Jupiteru. Polokoule nasměrovaná ve směru oběžné dráhy satelitu se nazývá přední polokoule a protilehlá polokoule se nazývá otrocká [55] .

Interakce s magnetosférou Jupiteru

Io hraje důležitou roli při utváření magnetického pole Jupiteru . Jupiterova magnetosféra absorbuje plyny a prach z tenké atmosféry Io rychlostí 1 tuny za sekundu [57] . Tato látka sestává hlavně z ionizované a neutrální síry, kyslíku a chlóru; atomární sodík a draslík; molekulární oxid siřičitý a síra; stejně jako prach chloridu sodného [57] [58] . Jsou vyvrženy vulkány Io, vstupují do jeho atmosféry a poté do magnetosféry Jupiteru a někdy i do meziplanetárního prostoru. Veškerá tato hmota, v závislosti na jejím složení a stupni ionizace, končí v různých neutrálních oblacích a radiačních pásech Jupiterovy magnetosféry a někdy i opouští Jupiterův systém.

Io je obklopeno atomovým mrakem síry, kyslíku, sodíku a draslíku. Táhne se až do vzdálenosti od jeho povrchu, rovnající se asi šesti jeho poloměrům. Tyto částice pocházejí z horní atmosféry satelitu. Jsou excitovány v důsledku srážek s částicemi plazmového torusu (jak bude diskutováno níže) a dalšími procesy v Io 's Hill sphere , kde její gravitace převažuje nad gravitací Jupiteru. Část této hmoty opouští atmosféru a dostává se na oběžnou dráhu kolem Jupiteru. Během 20 hodin tyto částice opustí sféru Io Hill a vytvoří neutrální mrak ve tvaru banánu, který se může rozšířit až na 6 poloměrů Jupitera od Io - buď uvnitř oběžné dráhy Io a před satelitem, nebo mimo oběžnou dráhu Io a za satelitem [57 ] . Srážky, které částice excitují, také někdy dodávají elektrony sodíkovým iontům v plazmovém toru a výsledné neutrální atomy vylétají z torusu. Tyto částice si však stále udržují svou rychlost 70 km/s (zatímco rychlost na oběžné dráze Io je 17 km/s ) a tvoří výtrysky hmoty za Io [59] .

Dráha Io prochází radiačním pásem známým jako plazmatický torus Io. Je to prstenec ve tvaru koblihy z ionizované síry, kyslíku, sodíku a chlóru. Plazma v něm je tvořeno neutrálními atomy „oblaku“ obklopujícího Io, které jsou ionizovány a unášeny Jupiterovou magnetosférou [57] . Na rozdíl od částic neutrálního mraku se tyto částice pohybují kolem Jupitera spolu s jeho magnetosférou rychlostí 74 km/s . Stejně jako zbytek Jupiterovy magnetosféry je plazmatický torus nakloněn směrem k Jupiterovu rovníku (a směrem k orbitální rovině Io). To znamená, že Io je buď nad nebo pod jádrem torusu. Jak bylo uvedeno výše, vyšší rychlost a energie těchto iontů je částečně zodpovědná za únik neutrálních atomů a molekul z atmosféry Io a rozšířeného neutrálního mraku. Torus se skládá ze tří částí: vnějšího "teplého" torusu, který se nachází bezprostředně za oběžnou dráhou Io; vertikálně široká oblast známá jako "páska" a sestávající z neutrální zdrojové oblasti a také chlazeného plazmatu umístěného v oblasti oběžné dráhy Io; stejně jako vnitřní část, „studený“ torus, sestávající z částic, které se pomalu spirálovitě stáčejí k Jupiteru [57] . Po cca 40 dnech v „teplém torusu“ jej částice opustí. Jsou částečně zodpovědné za Jupiterovu neobvykle velkou magnetosféru [60] . Částice z Io byly detekovány senzory kosmické lodi New Horizons z variací v magnetosférickém plazmatu velmi daleko od satelitu (v magnetotailu). Pro studium takových změn uvnitř plazmového torusu vědci měří jeho ultrafialové záření. I když tyto změny nebyly nakonec spojeny se změnami vulkanické aktivity Io (hlavního zdroje hmoty v plazmatickém toru), má se za to, že jsou způsobeny neutrálním sodíkovým oblakem [61] .

Při přiblížení k Jupiteru v roce 1992 zaznamenala sonda Ulysses proud prachových částic nasměrovaných ze systému Jupiter [62] . Prach v těchto proudech se vzdaluje od Jupiteru rychlostí několik set kilometrů za sekundu, má velikost asi 10 mikronů a skládá se převážně z chloridu sodného [58] [63] . Prachové studie provedené Galileem odhalily, že prachové proudy pocházejí z povrchu Io, ale přesný mechanismus jejich vzniku není znám: mohou být výsledkem vulkanické činnosti nebo kolizí s povrchem Io [64] .

Magnetické siločáry Jupiteru, které protínají Io, spojují atmosféru a neutrální mrak Io s horní polární atmosférou Jupiteru elektrickým proudem známým jako Io's flux tube [57] . Tento proud je zodpovědný za polární záře v atmosféře Jovian, které se nazývají „stopa Io“, stejně jako polární záře v atmosféře Io. Částice putující touto trubicí způsobují, že polární oblasti Jupiteru vypadají ve viditelném světle tmavé. Umístění Io a jeho "stopa" v atmosféře Jupiteru vzhledem k Zemi a Jupiteru značně ovlivňuje intenzitu pozorovaného rádiového vyzařování Jupiterem: značně se zvyšuje, když je Io v zóně viditelnosti [27] [57] . Sonda Juno , která odstartovala k Jupiteru 5. srpna 2011 a dorazila tam v červenci 2016, by měla objasnit interakci mezi Io a Jupiterovou magnetosférou. Joviánské siločáry magnetického pole procházející ionosférou Io generují elektrické proudy, které vytvářejí magnetické pole v nitru Io. Předpokládá se, že magnetické pole Io je generováno v částečně roztaveném silikátovém magmatu 50 kilometrů pod povrchem Měsíce [65] . Galileo našel podobná indukovaná magnetická pole na ostatních Galileových satelitech, kde jsou pravděpodobně generována podpovrchovými vodními oceány.

Struktura

Io je na rozdíl od většiny měsíců plynných planet (obsahujících hodně ledu) a je složen převážně z křemičitanů a železa, podobně jako pozemské planety . Io je o něco větší než pozemský měsíc, tedy Měsíc. Jeho průměrný poloměr je přibližně 1821,3 kilometrů (o 5 % více než průměrný poloměr Měsíce) a hmotnost je 8,9319 × 10 22 kg (asi o 21 % více než u Měsíce). Io má tvar elipsoidu , jehož hlavní osa směřuje k Jupiteru. Mezi galileovskými satelity , pokud jde o hmotnost a objem, je Io po Ganymedu a Callisto , ale před Evropou .

Vnitřní struktura

Io se skládá převážně z křemičitých hornin a železa a svým složením má blíže k pozemským planetám než k jiným měsícům ve vnější sluneční soustavě (které jsou složeny převážně z vodního ledu a silikátů). Průměrná hustota Io je 3,5275 g/cm 3 , což je větší hustota než u ostatních galileovských satelitů (a dokonce než u Měsíce), a to staví Io na první místo z hlediska hustoty mezi satelity ve sluneční soustavě [66 ] . Modely založené na měřeních hmotnosti, poloměru a gravitačních kvadrupólových koeficientů Voyagerem a Galileem (čísla popisující rozložení hmoty v objektu) naznačují, že Io je stratifikováno do jádra ze železa nebo sulfidu železa a kůry s pláštěm, které jsou bohaté na silikáty [43] . Kovové jádro tvoří přibližně 20 % hmotnosti Io [67] . Poloměr jádra závisí na obsahu síry: pokud se skládá z čistého železa, jeho poloměr leží v rozmezí 350–650 km , a pokud se skládá ze železa a sloučenin síry, do 550–900 km . Magnetometr Galileo nezjistil své vlastní magnetické pole v Io, což naznačuje, že v jeho železném jádru není žádná konvekce [ 68] .

Modelování vnitřního složení Io předpovídá, že plášť se skládá z nejméně 75 % minerálního forsteritu bohatého na hořčík a jeho složení je podobné jako u L - chondritů a LL-chondritových meteoritů. Poměr koncentrací železa a křemíku je tam vyšší než na Měsíci nebo na Zemi , ale nižší než na Marsu [69] [70] . Udržování tepelného toku pozorovaného na Io vyžaduje, aby 10-20 % pláště bylo v roztavené formě, i když v oblastech, kde je pozorován vysokoteplotní vulkanismus, může být podíl roztaveného materiálu větší [71] . Reanalýza dat z magnetometru Galileo v roce 2009 však ukázala přítomnost indukovaného magnetického pole na Io, které vyžaduje magmatický oceán v hloubce 50 km [65] . Následující studie publikovaná v roce 2011 poskytla přímý důkaz o existenci takového oceánu [72] . Tato vrstva se odhaduje na 50 km tlustou a tvoří asi 10 % pláště Io. Teplota tam dosahuje asi 1200 °C. Není známo, zda je toto 10-20% tání kompatibilní se stavem významného množství roztavených silikátů v tomto pravděpodobném magmatickém oceánu [73] . Tloušťka litosféry Io, složené z čediče a síry a vytvořené intenzivním vulkanismem, je nejméně 12 kilometrů a pravděpodobně ne více než 40 kilometrů [67] [74] .

Přílivové vytápění

Za nejpravděpodobnější zdroj vnitřního tepla Io (na rozdíl od Země a Měsíce) je považováno slapové ohřívání vnitřku satelitu [75] v důsledku orbitálních rezonancí Io s Europou a Ganymedem [38] , nikoli radioaktivní rozpad . Takové zahřívání závisí na vzdálenosti mezi Io a Jupiterem, excentricitě jeho oběžné dráhy, složení a fyzikálních vlastnostech jeho nitra [71] . Laplaceova rezonance s Europou a Ganymedem udržuje excentricitu Io a zabraňuje zaokrouhlení oběžné dráhy Io, ke kterému by jinak došlo v důsledku disipace slapové energie. Orbitální rezonanci podporuje i aktuální poloměr oběžné dráhy Io (jinak by příliv a odliv na Jupiteru donutil Io se od něj pomalu vzdalovat) [76] . Změna výšky slapové boule Io mezi apocentrem a periapsis může být až 100 metrů. Tření během těchto posunů vytváří přílivové ohřívání v útrobách Io a udržuje významnou část pláště a jádra satelitu roztavené. To umožňuje vulkanickou činnost [75] . Přílivový ohřev produkuje asi 200krát více tepla než radioaktivní rozpad [9] . Odhady provedené na základě měření tepelného toku z „horkých“ oblastí Io ukázaly, že výkon přílivového ohřevu může dosáhnout (0,6 ... 1,6) × 108 MW , což je o dva řády vyšší než celková energie spotřebovaná lidstvem ( 2×10 6 MW ). Modely oběžné dráhy Io ukazují, že síla slapového ohřevu vnitřku Io se mění s časem a aktuální tepelný tok není reprezentativní z dlouhodobého hlediska [71] .

Povrch

Analogicky k dávnému povrchu Měsíce, Marsu a Merkuru vědci očekávali, že na prvních snímcích Io získaných sondou Voyager 1 uvidí četné impaktní krátery (a jejich koncentrace by nám umožnila odhadnout stáří povrchu). Ale byli docela překvapeni, když zjistili, že tam nejsou téměř žádné impaktní krátery. Místo toho jsou tu hladké pláně poseté vysokými horami, lávovými proudy a prohlubněmi různých tvarů a velikostí [35] . Na rozdíl od většiny ostatních vesmírných objektů je Io pokrytý řadou různobarevných látek, především alotropních modifikací a sloučenin síry [77] . Nízký počet impaktních kráterů ukazuje, že povrch Io, stejně jako zemský, je geologicky mladý. Krátery na Io jsou rychle pokryty sopečnými výrony. Tato zjištění byla potvrzena nejméně devíti aktivními sopkami pozorovanými sondou Voyager 1 [37] .

Kromě sopek má Io nevulkanické hory, viskózní lávové proudy dlouhé stovky kilometrů, jezera s roztavenou sírou a několik kilometrů hluboké kaldery .

V roce 2012 byla sestavena kompletní geologická mapa Io, pro kterou byly použity obrázky s různými detaily, které byly počítačem slepeny do jediné mozaiky s rozlišením 1 km na pixel. Mapa byla sestavována 6 let . Projekt vedl David Williams z University of Arizona. Vědci také sestavili online databázi Io, zahrnující nejen novou geologickou mapu, ale také četné snímky kosmických lodí a data z řady dalších měření [78] .

Složení povrchu

Barevný vzhled Io je výsledkem intenzivní práce sopek, které vyzařují různé látky. Mezi nimi jsou silikáty (například ortopyroxen ), síra a oxid siřičitý [79] . Oxid siřičitý námraza pokrývá téměř celý povrch Io a zbarvuje velké plochy do bílé nebo šedé. V mnoha oblastech satelitu je také síra viditelná díky své žluté nebo žlutozelené barvě. Ve středních a vysokých zeměpisných šířkách záření rozbíjí obvykle stabilní osmiatomové cyklické molekuly síry S 8 a v důsledku toho jsou polární oblasti Io zbarveny červenohnědě [21] .

Výbušný vulkanismus, často produkující bizarní chocholy sopečného popela, poskvrňuje povrch křemičitany a sloučeninami síry. Sedimenty těchto vleček jsou často zbarveny do červena nebo bíle (v závislosti na obsahu síry a jejího oxidu). Oblaky vytvořené ve výdechu sopky v důsledku odplynění lávy zpravidla obsahují větší množství S 2 a dávají červené srážky, které padají ve vějíři nebo ve výjimečných případech ve velkém (často více než 450 kilometrů v poloměr) kroužky [80] . Živý příklad červeného prstence z vlečných sedimentů lze pozorovat v okolí sopky Pele . Tato červená sraženina se skládá hlavně ze síry (hlavně 3- a 4-atomové molekulární síry), oxidu siřičitého a pravděpodobně Cl 2 SO 2 [79] . Vlečky vytvořené na hranicích silikátových lávových proudů produkují bílé nebo šedé sedimenty (produkt interakce této lávy se sírou a oxidem siřičitým ležícím na povrchu).

Kompoziční mapování a vysoká hustota Io naznačují, že Io je prakticky bez vody , ačkoli byly předběžně identifikovány malé kapsy vodního ledu nebo hydratovaných minerálů (především na severozápadní straně Gish Bar Mons) [81] . Tento nedostatek vody je pravděpodobně způsoben skutečností, že během formování sluneční soustavy byl Jupiter dostatečně horký na to, aby těkavé látky, jako je voda, unikaly z okolí Io (i když ne dostatečně horký na to, aby to udělaly vzdálenější měsíce) .

Vulkanismus

Slapové ohřívání způsobené excentricitou oběžné dráhy je důvodem, proč je Io geologicky nejaktivnějším měsícem ve sluneční soustavě se stovkami sopek a rozsáhlými lávovými proudy. Při zvláště velkých erupcích se lávové proudy mohou protáhnout na desítky nebo i stovky kilometrů. Tvoří je převážně čedičová láva se základním nebo ultrabazickým (s vysokým obsahem hořčíku) složením. V důsledku vulkanické činnosti stoupá síra, oxid siřičitý (ve formě plynu) a silikátové pyroklastické hmoty (ve formě popela) do výšky až 200 kilometrů do vesmíru v podobě jakýchsi „deštníků“. “, a po vypadnutí zbarví plochu červenou, černou a bílou barvou. Tato hmota navíc tvoří řídkou atmosféru Io a vyplňuje rozlehlou magnetosféru Jupiteru.

Na povrchu Io se často nacházejí vulkanické prohlubně zvané pater [82] . Vyznačují se plochým dnem a strmými stěnami. Velmi připomínají pozemské kaldery , stále se však neví, zda vznikly kolapsem magmatické komory a kolapsem vrcholu sopky, jako jejich pozemské protějšky. Jedna hypotéza říká, že tyto geostruktury se objevují nad nově vzniklými vulkanickými prahy díky tomu, že nadložní vrstvy jsou unášeny erupcemi nebo zatékají do složení prahu [83] . Na rozdíl od podobných geostruktur na Zemi a Marsu vulkanické prohlubně na Io obecně neleží na vrcholcích štítových sopek a jsou obvykle mnohem větší, s průměrným průměrem asi 41 km a největší - Loki Patera  - 202 kilometrů v průměru [82] . Bez ohledu na mechanismus tvorby, morfologie a distribuce mnoha pater naznačuje, že jsou úzce spjaty s rozsáhlými strukturami - mnohé z nich hraničí s horami nebo zlomy [82] . Patery často slouží jako zdroje sopečných erupcí nebo dalekosáhlých lávových proudů, jako v případě erupce v roce 2001 v Gish Bara Patera, nebo se samy naplní lávou a stanou se lávovými jezery [10] [84] . Lávová jezera na Io jsou pokryta lávovou kůrou, která se hroutí a obnovuje nepřetržitě (jako v případě Pele) nebo epizodicky (jako v případě Lokiho) [85] [86] .

Lávové proudy jsou rysem krajiny Io. Magma vybuchuje na povrch mezerami na dně patery nebo prasklinami v pláních a vytváří široké, četné lávové proudy připomínající ty, které lze vidět poblíž sopky Kilauea na Havaji. Snímky získané sondou Galileo ukazují, že mnoho lávových proudů vytékajících ze sopek jako Prometheus nebo Amirani sleduje dráhy předchozích proudů a zvyšuje tak vrstvu sedimentů [87] . Delší lávové proudy byly také pozorovány na Io. Například přední okraj proudů z Promethea postoupil ze 75 na 95 km mezi průletem Voyageru v roce 1979 a prvním pozorováním Galileem v roce 1996. Jedna z největších erupcí v roce 1997 vyvrhla více než 3500 km 2 čerstvé lávy, která zaplnila Pillana patera [44] .

Analýza snímků pořízených sondou Voyager vedla vědce ke spekulacím, že lávové proudy na Io se skládají převážně z roztavené síry. Následná pozemní infračervená pozorování a měření ze sondy Galileo však naznačují, že ve skutečnosti jsou proudy tvořeny hlavně čedičovou lávou s inkluzemi mafických a ultramafických hornin. Tyto předpoklady jsou založeny na měření teploty „horkých míst“ Io (oblasti tepelné emise), která vykazovala teplotu 1300 K, místy 1600 K [88] . Počáteční odhady teploty pro erupce v oblasti 2000 K [44] , které se ukázaly jako nesprávné, jsou vysvětleny nesprávnými tepelnými modely používanými k modelování teplot [88] .

Objev zvláštních "sultánů" ("chocholů") vybuchlé hmoty nad Pele a Lokim posloužil jako první signál, že Io je geologicky aktivní satelit [36] . Typicky se takoví sultáni objevují, když těkavé látky jako síra nebo oxid siřičitý stoupají nad sopky Io rychlostí asi 1 km/s a ve výšce tvoří jakýsi deštník prachu a plynu. Kromě výše uvedených látek se ve vulkanických vlečkách nachází sodík, draslík a chlór [89] [90] . Sultáni se tvoří dvěma různými způsoby. [91] Největší oblaky vznikají, když ze sopek nebo lávových jezer vytryskne síra a plynný oxid siřičitý, který s sebou často nese silikátovo-pyroklastickou hmotu. Tyto vlečky tvoří na povrchu červené (síra s krátkým řetězcem) a černé (silikáto-pyroklastický materiál) usazeniny. Prstence sedimentů vytvořené tímto způsobem jsou největší, někdy přesahující 1000 km v průměru . Takové prstence obklopují sopku Pele a patery Tvashtar a Dazhbog . Jiný typ sultána vzniká tím, že lávové proudy odpařují mráz z oxidu siřičitého a ten letí vzhůru ve formě páry. Výška takových sultánů je obvykle menší než 100 kilometrů , ale tito sultánové mají nejdelší život. Často tvoří na povrchu světlé kulaté nánosy oxidu siřičitého. Jsou například v oblasti Prometheus , Amirani a Masubi .

Hory

Na Io je 100-150 hor. Jejich průměrná výška je 6 kilometrů a maximum je 17,5 ± 1,5 kilometrů (poblíž jižní hory Boosavla ) [11] . Pohoří jsou často velké (s průměrnou délkou 157 km) izolované geologické struktury. Globální tektonické struktury, jako na Zemi, nejsou viditelné [11] . Obrovská velikost pohoří naznačuje, že jsou složeny převážně ze silikátových hornin, a nikoli ze síry [92] .

Navzdory rozsáhlému vulkanismu, který definuje vzhled Io, téměř všechny jeho hory nejsou sopečného původu. Většina z nich vzniká v důsledku tlakových napětí v litosféře, která zvedají a často naklánějí kusy kůry Io a tlačí je proti sobě [93] . Tlak vedoucí ke vzniku hor je důsledkem nepřetržitého klesání sopečných materiálů [93] . Zdá se, že globální rozložení hor na povrchu Io je opačné než u vulkanických struktur – oblasti s nejmenším počtem sopek mají mnoho dalších hor a naopak [94] . To ukazuje na přítomnost velkých oblastí v litosféře Io, v některých z nich dochází ke kompresi (vytváření hor) a v jiných - expanzi (příznivá pro tvorbu paterů) [95] . V některých oblastech se však hory a patera nacházejí blízko sebe. To lze vysvětlit tím, že magma se často dostává na povrch zlomy vzniklými při formování hor [82] .

Pohoří Io (stejně jako geologické struktury, které se obecně tyčí nad pláněmi) mají různé podoby. Nejběžnější z nich je náhorní plošina [11] . Připomínají velké stolové stoly s plochým vrcholem s nerovným povrchem. Ostatní hory se zdají být špičatými bloky kůry Io s mírným svahem (vytvořeným z plochého povrchu) a strmým útesem, kde se dříve hluboce umístěné vrstvy vynořují na povrch. Oba typy hor mají často strmé srázy podél jednoho nebo více okrajů. Pouze několik hor na Io je vulkanického původu. Podobají se malým štítovým sopkám se strmými svahy (6-7°) poblíž jejich malé kaldery a mírnějšími svahy na okrajích [96] . Sopečné hory jsou malé a dosahují v průměru pouze 1-2 kilometry na výšku a 40-60 kilometrů na šířku. Morfologie některých dalších struktur (kde z centrální patery vycházejí tenké proudy jako v Ra pateře) naznačuje, že se také jedná o štítové sopky, ale s velmi mírnými svahy [96] .

Zdá se, že prakticky všechny hory na Io jsou v určité fázi rozkladu. Na jejich úpatí jsou běžné velké sesuvy půdy . Zdá se, že hlavním faktorem ničení hor je prolévání. Stolové hory a plošina Io mají typicky zubaté okraje, které se tvoří v důsledku rozptylu oxidu siřičitého, který vytváří slabá místa podél okraje hor [97] .

Atmosféra

Io má velmi řídkou atmosféru sestávající hlavně z oxidu siřičitého (SO 2 ) s menším množstvím oxidu siřičitého (SO), chloridu sodného (NaCl) a atomární síry a kyslíku [98] . Hustota a teplota atmosféry výrazně závisí na denní době, zeměpisné šířce, vulkanické činnosti a množství povrchového mrazu. Maximální atmosférický tlak na Io se pohybuje od 0,33×10 −4 do 3×10 −4 Pa nebo 0,3 až 3 nbar . Je pozorován na anti-Jovianské polokouli Io a podél rovníku a někdy je pozorován brzy odpoledne, kdy povrchová teplota dosáhne maxima [98] [99] [100] . Tlakové vrcholy byly také pozorovány ve vulkanických oblacích, kde byl 5 × 10 −4 -40 × 10 −4 Pa (5–40 nbar) [40] . Nejnižší atmosférický tlak je pozorován na noční straně družice, kde klesá na 0,1×10 −7 -1×10 −7 Pa (0,0001–0,001 nbar) [98] [99] . Teplota atmosféry Io se pohybuje od povrchové teploty v nízkých výškách, kde je plynný oxid siřičitý v rovnováze s mrazem, až po 1800 K ve vysokých nadmořských výškách, kde nízká hustota umožňuje ohřev nabitými částicemi v plazmovém torusu Io a ohřev Joule z proudové trubice Io. [ 98] [99] . Nízký tlak omezuje vliv atmosféry na povrch, s výjimkou dočasné redistribuce oxidu siřičitého mezi oblastmi bohatými na mrazy a oblastmi chudými na mrazy a rozšířením velikosti ložisek vulkanických oblaků, když sopečné ejekty dopadají do hustší denní atmosféry [98 ] [99] . Tenká atmosféra Io také ukazuje, že jakékoli sondy, které přistanou na Io, nebudou potřebovat aerodynamický plášť s tepelným štítem, ale budou muset být vybaveny retro raketami, které zpomalí a zastaví plavidlo pro hladší přistání . Malá tloušťka atmosféry také vyžaduje větší odolnost zařízení vůči záření.

Plyn z atmosféry Io je hnán do magnetosféry Jupiteru a uniká buď do neutrálního oblaku obklopujícího Io, nebo do plazmatického torusu (prstence ionizovaných částic), který obíhá Io, ale rotuje společně s magnetosférou Jupiteru. Prostřednictvím tohoto procesu se z atmosféry Io každou sekundu odstraní asi tuna plynu, a proto by měl být doplňován stejnou rychlostí [57] . Hlavním zdrojem SO 2  jsou vulkanické emise. Do atmosféry Io pumpují v průměru 10 tun oxidu siřičitého za sekundu, ale většina těchto emisí padá zpět na povrch [101] . Atmosférický oxid siřičitý je v plynné formě především díky zahřívání námrazy slunečním zářením a jeho sublimaci [102] . Atmosféra na denní straně se soustřeďuje hlavně do 40° od rovníku, kde je povrch nejteplejší a vulkanické erupce jsou nejaktivnější [103] . Existence atmosféry v důsledku sublimace je v souladu se skutečností, že hustota atmosféry je maximální na antijupiterské polokouli Io, kde je nejvíce mrazu SO 2 , a se skutečností, že tato hustota se zvyšuje, jak se Io blíží k Slunce [98] [102] [104] . Sopečné emise však také určitým způsobem přispívají k atmosféře, protože její nejvyšší hustota je pozorována v blízkosti průduchů sopek [98] . Protože atmosférický tlak oxidu siřičitého úzce souvisí s povrchovou teplotou, atmosféra Io se v noci nebo když je Měsíc ve stínu Jupiteru poněkud zmenšuje. Atmosférické degradaci během zatmění výrazně brání tvorba difúzní vrstvy nekondenzovatelného plynu (oxidu siřičitého) nad povrchem, ale přesto je atmosférický tlak na noční straně Io o dva až čtyři řády nižší než při maximum těsně po poledni [99] [105] . Menší složky atmosféry Io (jako NaCl, SO, O a S) pocházejí ze sopečných ejektů, buď z fotodisociace SO 2 (rozpad způsobený slunečním ultrafialovým zářením) nebo z destrukce povrchových sedimentů nabitými částicemi z magnetosféry Jupiteru. [102] .

Snímky Io pořízené vysoce citlivými kamerami během zatmění Měsíce ukazují polární záře [106] . Stejně jako na Zemi jsou tyto polární záře způsobeny zářením dopadajícím na atmosféru, ale v případě Io nabité částice dorazí podél magnetických siločar Jupiteru, nikoli ze slunečního větru . Polární záře jsou obvykle pozorovány poblíž magnetických pólů planet, ale na Io jsou nejjasnější poblíž rovníku. Io nemá vlastní magnetické pole, takže nabité částice pohybující se podél magnetického pole Jupiteru volně ovlivňují měsíční atmosféru. Nejjasnější polární záře se vyskytují v blízkosti rovníku, kde jsou siločáry magnetického pole rovnoběžné s povrchem satelitu, a proto protínají více plynu. Polární záře v těchto oblastech kolísají v závislosti na změnách orientace Jupiterova nakloněného magnetického dipólu [107] . Kromě rovníkových existují další polární záře (viditelné také na obrázku výše): červená záře atomů kyslíku podél končetiny Io a zelená záře atomů sodíku na její noční straně [90] .

Poznámky

Poznámky pod čarou

1. ↑ Periiovy se vypočítá z hlavní poloosy ( a ) a excentricity ( e ):
2. ↑ Apoiovius se vypočítá z hlavní poloosy ( a ) a excentricity ( e ):
3. ↑ Plocha povrchu vypočtená pomocí vzorce
4. ↑ Objem se vypočítá podle vzorce
5. ↑ Gravitační zrychlení se vypočítá z hmotnosti ( m ), gravitační konstanty ( G ) a poloměru ( r ) takto:
6. ↑ Druhá prostorová rychlost se vypočítá z hmotnosti ( m ), gravitační konstanty ( G ) a poloměru ( r ), takže:
7. ↑ Důraz na první slabiku - podle Velké ruské encyklopedie [6] ; některé další zdroje ukazují důraz na druhou slabiku [7] [8] .

Zdroje

1. ↑ 1 2 Modrá, Jennifer Názvy planet a satelitů a objevitelé . USGS (9. listopadu 2009). Datum přístupu: 13. ledna 2010. Archivováno z originálu 17. srpna 2011. (neurčitý)
2. ↑ 12 Thomas , PC; a kol. The Shape of Io from Galileo Limb Measurements   // Icarus . - Elsevier , 1998. - Sv. 135 , č.p. 1 . - S. 175-180 . - doi : 10.1006/icar.1998.5987 . — .
3. ↑ Yeomans, Donald K. Fyzické parametry planetárního satelitu . JPL Solar System Dynamics (13. července 2006). Získáno 5. listopadu 2007. Archivováno z originálu 18. ledna 2010. (neurčitý)
4. ↑ Klasické satelity sluneční soustavy . Observatoř ARVAL. Získáno 28. září 2007. Archivováno z originálu 25. srpna 2011. (neurčitý)
5. ↑ Rathbun, JA; Spencer, JR; Tamppari, LK; Martin, T.Z.; Barnard, L.; Travis, LD Mapování tepelného záření Io přístrojem Galileo photopolarimeter-radiometer (PPR)  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Sv. 169 , č.p. 1 . - str. 127-139 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.021 . - .
6. ↑ Xanfomality L. V. Io . Velká ruská encyklopedie : elektronická verze (2016). Staženo 6. února 2018. Archivováno z originálu 6. února 2018. (neurčitý)
7. ↑ Ageenko F.L. Vlastní jména v ruštině: slovník přízvuků. - M. : NTs ENAS, 2001. - 376 s.
8. ↑ Akademický zdroj pravopisu ACADEMOS . Ústav ruského jazyka. V. V. Vinogradov RAS . Staženo 15. února 2018. Archivováno z originálu 15. února 2021. (neurčitý)
9. ↑ 1 2 Rosaly MC Lopes. Io: The Volcanic Moon // Encyklopedie sluneční soustavy / 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; a kol. Lávová jezera na Io: Pozorování vulkanické aktivity Io z Galileo NIMS během průletů v roce 2001  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2004. — Sv. 169 , č.p. 1 . - S. 140-174 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.11.013 . - .
11. ↑ 1 2 3 4 Schenk, P.; a kol. The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 2001. - Sv. 106 , č. E12 . - S. 33201-33222 . - doi : 10.1029/2000JE001408 . - .
12. ↑ Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Úvod do vesmírných věd) . Kalifornská státní univerzita, Fresno (29. února 2000). Datum přístupu: 4. července 2009. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. (neurčitý)
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.(kdevětu Archived11. February 2012 onWayback MachineKeplerovi)
15. ↑ 1 2 Blue, Jennifer Kategorie pro pojmenování prvků na planetách a satelitech . USGS (16. října 2006). Získáno 14. června 2007. Archivováno z originálu 25. srpna 2011. (neurčitý)
16. ↑ Modrá, Nomenklatura Jennifer Io Obsah . USGS. Získáno 13. března 2015. Archivováno z originálu 25. srpna 2011. (neurčitý)
17. ↑ 1 2 3 Cruikshank, D.P.; a Nelson, RM Historie průzkumu Io // Io po Galileovi / Lopes, RMC; a Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  5 -33. — ISBN 3-540-34681-3 .
18. ↑ Van Helden, Albert Projekt Galileo / Věda / Simon Marius . Rice University (14. ledna 2004). Získáno 7. ledna 2010. Archivováno z originálu dne 3. července 2019. (neurčitý)
19. ↑ Baalke, Ron Objev galilejských satelitů . Laboratoř proudového pohonu. Datum přístupu: 7. ledna 2010. Archivováno z originálu 25. srpna 2011. (neurčitý)
20. ↑ O'Connor, JJ; Robertson, E. F. Longitude a Académie Royale . Univerzita St. Andrews (únor 1997). Získáno 14. června 2007. Archivováno z originálu 2. června 2019. (neurčitý)
21. ↑ 12 Barnard , EENa temných pólech a světlém rovníkovém pásu prvního satelitu Jupiteru  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  : časopis . - Oxford University Press , 1894. - Sv. 54 , č. 3 . - str. 134-136 . - .
22. ↑ Dobbins, T.; and Sheehan, W. The Story of Jupiter's Egg Moons  (anglicky)  // Sky & Telescope . - 2004. - Sv. 107 , č. 1 . - S. 114-120 .
23. ↑ Barnard, EEPozorování planety Jupiter a jeho satelitů během roku 1890 pomocí 12palcového Equatorial of the Lick Observatory  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal . - Oxford University Press , 1891. - Sv. 51 , č. 9 . - str. 543-556 . - .
24. ↑ Minton, RB  The Red Polar Caps of Io  // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. — University of Arizona Press, 1973. - Sv. 10 . - str. 35-39 . — .
25. ↑ Lee, T. Spektrální Albedos galilejských satelitů   // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. — University of Arizona Press, 1972. - Sv. 9 , č. 3 . - S. 179-180 . - .
26. ↑ Fanale, F.P.; a kol. Io: Povrchové odpařování? (anglicky)  // Science . - 1974. - Sv. 186 , č.p. 4167 . - S. 922-925 . - doi : 10.1126/science.186.4167.922 . - . — PMID 17730914 .
27. ↑ 1 2 Bigg, EK Vliv satelitu Io na Jupiterovu dekametrickou emisi  //  Příroda: časopis. - 1964. - Sv. 203 , č. 4949 . - S. 1008-1010 . - doi : 10.1038/2031008a0 . — .
28. ↑ Silkin, 1982 , str. 54.
29. ↑ Bartholdi, P.; Owen, F. The Occultation of Beta Scorpii by Jupiter and Io. II. Io  (anglicky)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1972. - Sv. 77 . - str. 60-65 . - .
30. ↑ O'Leary, Brian; Van Flandern, Thomas C. Io's Triaxial Figure  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 1972. - Sv. 17 , č. 1 . - S. 209-215 . - doi : 10.1016/0019-1035(72)90057-7 . - .
31. ↑ 12 Fimmel, R.O .; a kol. Nejprve do vnější sluneční soustavy . Pioneer Odyssey . NASA (1977). Získáno 5. června 2007. Archivováno z originálu dne 14. července 2019. (neurčitý)
32. ↑ Anderson, JD; a kol. Gravitační parametry systému Jupiter z Dopplerova sledování Pioneer 10  (anglicky)  // Science : journal. - 1974. - Sv. 183 , č.p. 4122 . - str. 322-323 . - doi : 10.1126/science.183.4122.322 . - . — PMID 17821098 .
33. ↑ Pioneer 11 Images of Io . Domovská stránka systému Galileo . Získáno 21. dubna 2007. Archivováno z originálu 25. srpna 2011. (neurčitý)
34. ↑ Popis  mise Voyager . Uzel planetárních prstenců - Planetární datový systém ( NASA ) . Institut SETI (19. února 1997). Získáno 19. dubna 2014. Archivováno z originálu 25. srpna 2011.
35. ↑ 12 Smith , BA; a kol. Systém Jupiter očima Voyageru 1   // Věda . - 1979. - Sv. 204 , č. 4396 . - S. 951-972 . - doi : 10.1126/science.204.4396.951 . - . — PMID 17800430 .
36. ↑ 12 Morabito , LA; a kol. Objev aktuálně aktivního mimozemského vulkanismu  (anglicky)  // Science : journal. - 1979. - Sv. 204 , č. 4396 . — S. 972 . - doi : 10.1126/science.204.4396.972 . - . — PMID 17800432 .
37. ↑ 1 2 Strom, R.G.; a kol. Vulkanické erupce na  Io  // Příroda . - 1979. - Sv. 280 , č.p. 5725 . - str. 733-736 . - doi : 10.1038/280733a0 . - .
38. ↑ 1 2 3 Peale, SJ; a kol. Tání Io pomocí přílivové disipace   // Science . - 1979. - Sv. 203 , č. 4383 . - S. 892-894 . - doi : 10.1126/science.203.4383.892 . - . — PMID 17771724 .
39. ↑ Soderblom, LA; a kol. Spektrofotometrie Io: Předběžné výsledky Voyageru 1   // Geophys . Res. Lett. : deník. - 1980. - Sv. 7 , č. 11 . - S. 963-966 . - doi : 10.1029/GL007i011p00963 . - .
40. ↑ 1 2 Pearl, JC; a kol. Identifikace plynného SO 2 a nové horní limity pro ostatní plyny na Io  (anglicky)  // Nature : journal. - 1979. - Sv. 288 , č.p. 5725 . - str. 757-758 . - doi : 10.1038/280755a0 . — .
41. ↑ Broadfoot, AL; a kol. Extrémní ultrafialová pozorování ze setkání Voyageru 1 s Jupiterem  //  Science : journal. - 1979. - Sv. 204 , č. 4396 . - str. 979-982 . - doi : 10.1126/science.204.4396.979 . - . — PMID 17800434 .
42. ↑ Strom, R.G.; Schneider, NM Sopečné erupce na Io // Satelity Jupiteru / Morrison, D.. — University of Arizona Press, 1982. - S.  598 -633. - ISBN 0-8165-0762-7 .
43. ↑ 12 Anderson , JD; a kol. Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io  (anglicky)  // Science : journal. - 1996. - Sv. 272 , č.p. 5262 . - str. 709-712 . - doi : 10.1126/science.272.5262.709 . - . — PMID 8662566 .
44. ↑ 1 2 3 McEwen, AS; a kol. Vysokoteplotní silikátový vulkanismus na Jupiterově měsíci Io  (anglicky)  // Science : journal. - 1998. - Sv. 281 , č.p. 5373 . - S. 87-90 . - doi : 10.1126/science.281.5373.87 . — . — PMID 9651251 .
45. ↑ 1 2 Perry, J.; a kol. Shrnutí mise Galileo a její pozorování Io // Io po Galileo / Lopes, RMC; a Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  35 -59. — ISBN 3-540-34681-3 .
46. ↑ Porco, CC; a kol. Zobrazování atmosféry Jupiteru, satelitů a prstenců sondou Cassini  (anglicky)  // Science : journal. - 2003. - Sv. 299 , č.p. 5612 . - S. 1541-1547 . - doi : 10.1126/science.1079462 . - . — PMID 12624258 .
47. ↑ Cholševnikov, Konstantin Vladislavovič Proč pozemské planety nemají prstence? . časopis Soros. Získáno 29. prosince 2010. Archivováno z originálu dne 30. srpna 2011. (neurčitý)
48. ↑ Marchis, F.; a kol. Keck AO průzkum globální vulkanické aktivity Io mezi 2 a 5 μm  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2005. — Sv. 176 , č.p. 1 . - S. 96-122 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.12.014 . - .
49. ↑ Spencer, John Here We Go! (nedostupný odkaz) (23. února 2007). Získáno 3. června 2007. Archivováno z originálu dne 16. ledna 2008. (neurčitý) 
50. ↑ 12 Spencer , JR; a kol. Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano  (anglicky)  // Science : journal. - 2007. - Sv. 318 , č.p. 5848 . - str. 240-243 . - doi : 10.1126/science.1147621 . - . — PMID 17932290 .
51. ↑ NASA vypustila meziplanetární stanici k Jupiteru. . Získáno 10. srpna 2011. Archivováno z originálu 10. srpna 2011. (neurčitý)
52. ↑ Společný tým Jupiter Science Definition Team; Studijní tým NASA/ESA. Společná souhrnná zpráva mise Europa Jupiter (PDF)  (nedostupný odkaz) . NASA/ESA (16. ledna 2009). Datum přístupu: 21. ledna 2009. Archivováno z originálu 16. února 2013. (neurčitý)
53. ↑ Návrhy Cosmic Vision 2015-2025 (odkaz není k dispozici) . ESA (21. července 2007). Získáno 20. února 2009. Archivováno z originálu 25. srpna 2011. (neurčitý) 
54. ↑ McEwen, AS; tým IVO (2008). "Io Volcano Observer (IVO)" (PDF) . Workshop Io 2008 . Berkeley, Kalifornie . Archivováno (PDF) z originálu 2009-03-26 . Získáno 2011-08-10 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda )
55. ↑ Lopes, RMC; DA Williams. Io po Galileo  // Zprávy o pokroku ve fyzice. - 2005. - T. 68 , č. 2 . - S. 303-340 . - doi : 10.1088/0034-4885/68/2/R02 . - .
56. ↑ Spencer, J. Astronomické vizualizace Johna Spencera . Získáno 25. května 2007. Archivováno z originálu dne 25. srpna 2011. (neurčitý)
57. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Schneider, NM; Bagenal, F. Io neutrální mraky, plazmový torus a magnetosférické interakce // Io po Galileovi / Lopes, RMC; a Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  265 -286. — ISBN 3-540-34681-3 .
58. ↑ 12 Postberg , F.; a kol. Složení jovianských prachových částic  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Sv. 183 , č.p. 1 . - str. 122-134 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.02.001 . — .
59. ↑ Burger, MH; a kol. Galileův detailní pohled na sodíkový výtrysk Io // Geophys. Res. Let.. - 1999. - T. 26 , č. 22 . - S. 3333-3336 . - doi : 10.1029/1999GL003654 . - .
60. ↑ Krimigis, S.M.; a kol. Mlhovina plynů z Io obklopující Jupiter   // Příroda . - 2002. - Sv. 415 , č.p. 6875 . - str. 994-996 . - doi : 10.1038/415994a . — PMID 11875559 .
61. ↑ Medillo, M.; a kol. Io's sopečná kontrola nad Jupiterovými rozšířenými neutrálními mraky  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Sv. 170 , č.p. 2 . - str. 430-442 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.03.009 . - .
62. ↑ Grün, E.; a kol. Objev Jovianských prachových proudů a mezihvězdných zrn kosmickou lodí ULYSSES  //  Nature: journal. - 1993. - Sv. 362 , č.p. 6419 . - S. 428-430 . - doi : 10.1038/362428a0 . — .
63. ↑ Zook, H.A.; a kol. Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories  (anglicky)  // Science : journal. - 1996. - Sv. 274 , č.p. 5292 . - S. 1501-1503 . - doi : 10.1126/science.274.5292.1501 . - . — PMID 8929405 .
64. ↑ Grün, E.; a kol. Měření prachu během Galileova přiblížení k Jupiteru a setkání Io  //  Science : journal. - 1996. - Sv. 274 , č.p. 5286 . - S. 399-401 . - doi : 10.1126/science.274.5286.399 . - .
65. ↑ 1 2 Kerr, RA Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io  ,  Science. - 2010. - Sv. 327 , č.p. 5964 . - str. 408-409 . - doi : 10.1126/science.327.5964.408-b . — PMID 20093451 .
66. ↑ Schubert, J. et al. Vnitřní kompozice, struktura a dynamika Galileových satelitů. // Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere  (anglicky) / F. Bagenal et al.. - Cambridge University Press , 2004. - S. 281-306. - ISBN 978-0-521-81808-7 .
67. ↑ 12 Anderson , JD; a kol. Gravitační pole a vnitřní struktura Io  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Sv. 106 , č. E12 . - S. 32963-32969 . - doi : 10.1029/2000JE001367 . - .
68. ↑ Kivelson, M.G.; a kol. Magnetizované nebo nemagnetizované: Nejednoznačnost přetrvává po setkání Galilea s Io v letech 1999 a 2000  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Sv. 106 , č. A11 . - S. 26121-26135 . - doi : 10.1029/2000JA002510 . - .
69. ↑ Sohl, F.; a kol. Důsledky z pozorování Galilea na vnitřní strukturu a chemii galileovských satelitů  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2002. - Sv. 157 , č.p. 1 . - str. 104-119 . - doi : 10.1006/icar.2002.6828 . - .
70. ↑ Kuskov, OL; VA Kronrod. Velikosti jader a vnitřní struktura satelitů Země a Jupiteru  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Sv. 151 , č.p. 2 . - str. 204-227 . - doi : 10.1006/icar.2001.6611 . - .
71. ↑ 1 2 3 Moore, WB a kol. Interiér Io. // Io po Galileo / RMC Lopes a JR Spencer. - Springer-Praxis , 2007. - S.  89 -108. — ISBN 3-540-34681-3 .
72. ↑ Galileo od NASA odhaluje magma 'Ocean' pod povrchem Jupiterova měsíce . Vědecký deník (12. května 2011). Získáno 12. srpna 2011. Archivováno z originálu 7. března 2016. (neurčitý)
73. ↑ Perry, J. Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean . The Gish Bar Times (21. ledna 2010). Datum přístupu: 22. ledna 2010. Archivováno z originálu 4. února 2012. (neurčitý)
74. ↑ Jaeger, WL; a kol. Orogenní tektonismus na Io // J. Geophys. Res.. - 2003. - T. 108 , č. E8 . - S. 12-1 . - doi : 10.1029/2002JE001946 . - .
75. ↑ 1 2 Sluneční soustava. Vulkanismus na tělesech sluneční soustavy . Astronet . Získáno 12. srpna 2011. Archivováno z originálu 12. listopadu 2013. (neurčitý)
76. ↑ Yoder, C.F.; a kol. Jak slapové ohřívání na Io pohání galileovské orbitální rezonanční zámky  //  Nature : journal. - 1979. - Sv. 279 , č.p. 5716 . - str. 767-770 . - doi : 10.1038/279767a0 . - .
77. ↑ Britt, Robert Roy Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color (odkaz není k dispozici) . Space.com (16. března 2000). Získáno 25. července 2007. Archivováno z originálu 15. prosince 2000. (neurčitý) 
78. ↑ Popov Leonid. Vědci sestavili první kompletní geologickou mapu Io (nepřístupný odkaz) . membrana.ru (20. března 2012). Získáno 21. března 2012. Archivováno z originálu 17. dubna 2013. (neurčitý) 
79. ↑ 12 Carlson , RW; a kol. Složení povrchu Io // Io po Galileo / Lopes, RMC; a Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  194 -229. — ISBN 3-540-34681-3 .
80. ↑ Spencer, J.; a kol. Discovery of Gaseous S 2 in Io's Pele Plume  (anglicky)  // Science : journal. - 2000. - Sv. 288 , č.p. 5469 . - S. 1208-1210 . - doi : 10.1126/science.288.5469.1208 . - . — PMID 10817990 .
81. ↑ Douté, S.; a kol. Geologie a aktivita kolem sopek na Io z analýzy NIMS  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Sv. 169 , č.p. 1 . - S. 175-196 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.02.001 . — .
82. ↑ 1 2 3 4 Radebaugh, D.; a kol. Paterae na Io: Nový typ vulkanické kaldery? (anglicky)  // Journal of Geophysical Research. - 2001. - Sv. 106 , č. E12 . - S. 33005-33020 . - doi : 10.1029/2000JE001406 . - .
83. ↑ Keszthelyi, L.; a kol. Post-Galileo pohled na Io's Interior  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2004. — Sv. 169 , č.p. 1 . - str. 271-286 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.01.005 . - .
84. ↑ Perry, JE; a kol. (2003). „Gish Bar Patera, Io: Geologie a sopečná činnost, 1997–2001“ (PDF) . LPSC XXXIV . Clear Lake City (Greater Houston) . Abstrakt #1720. Archivováno (PDF) z originálu 2009-03-26 . Získáno 2011-08-11 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda )
85. ↑ Radebaugh, J.; a kol. Pozorování a teploty Io's Pele Patera ze snímků sond Cassini a Galileo  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Sv. 169 , č.p. 1 . - str. 65-79 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.10.019 . - .
86. ↑ Howell, R.R.; Lopes, RMC Povaha sopečné aktivity v Loki: Postřehy z Galileo NIMS a data PPR  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2007. — Sv. 186 , č.p. 2 . - S. 448-461 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.09.022 . - .
87. ↑ Keszthelyi, L.; a kol. Snímání sopečné aktivity na Jupiterově měsíci Io pomocí Galilea během mise Galileo Europa a mise Galileo Millennium  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Sv. 106 , č. E12 . - S. 33025-33052 . - doi : 10.1029/2000JE001383 . - .
88. ↑ 1 2 Keszthelyi, L.; a kol. Nové odhady teplot erupce Io: Důsledky pro interiér  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2007. — Sv. 192 , č.p. 2 . - S. 491-502 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.07.008 . — .
89. ↑ Roesler, FL; a kol. Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS  (anglicky)  // Science : journal. - 1999. - Sv. 283 , č.p. 5400 . - str. 353-357 . - doi : 10.1126/science.283.5400.353 . - . — PMID 9888844 .
90. ↑ 1 2 Geissler, PE; a kol. Galileo zobrazování atmosférických emisí z Io   // Věda . - 1999. - Sv. 285 , č.p. 5429 . - S. 870-874 . - doi : 10.1126/science.285.5429.870 . - . — PMID 10436151 .
91. ↑ McEwen, AS; Soderblom, LA Dvě třídy sopečného oblaku na Io  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 1983. - Sv. 58 , č. 2 . - str. 197-226 . - doi : 10.1016/0019-1035(83)90075-1 . - .
92. ↑ Clow, GD; Carr, MH Stabilita svahů síry na Io  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 1980. - Sv. 44 , č. 2 . - str. 268-279 . - doi : 10.1016/0019-1035(80)90022-6 . - .
93. ↑ 12 Schenk, P.M .; Bulmer, MH Původ hor na Io vlivem tahu a rozsáhlých masových pohybů  (anglicky)  // Science : journal. - 1998. - Sv. 279 , č.p. 5356 . - S. 1514-1517 . - doi : 10.1126/science.279.5356.1514 . - . — PMID 9488645 .
94. ↑ McKinnon, WB; a kol. Chaos na Io: Model pro tvorbu horských bloků zahříváním, tavením a nakláněním kůry  //  Geologie: časopis. - 2001. - Sv. 29 , č. 2 . - str. 103-106 . - doi : 10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2 . - .
95. ↑ Tackley, PJ Konvekce v astenosféře Io: Redistribuce nerovnoměrného slapového ohřevu středními toky  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Sv. 106 , č. E12 . - str. 32971-32981 . - doi : 10.1029/2000JE001411 . - .
96. ↑ 12 Schenk, P.M .; a kol. Topografie štítové sopky a reologie lávových proudů na Io  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Sv. 169 , č.p. 1 . - S. 98-110 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.01.015 . — .
97. ↑ Moore, JM; a kol. Degradace reliéfu a svahové procesy na Io: The Galileo view  //  Journal of Geophysical Research. - 2001. - Sv. 106 , č. E12 . - S. 33223-33240 . - doi : 10.1029/2000JE001375 . - .
98. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Lellouch, E.; a kol. Atmosféra Io // Io po Galileovi / Lopes, RMC; a Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  231 -264. — ISBN 3-540-34681-3 .
99. ↑ 1 2 3 4 5 Walker, AC; a kol. Komplexní numerická simulace  atmosféry řízené sublimací Io  // Ikarus . — Elsevier , 2010. — Sv. 207 , č.p. 1 . - str. 409-432 . - doi : 10.1016/j.icarus.2010.01.012 . - .
100. ↑ Spencer, AC; a kol. Střední infračervená detekce velkých podélných asymetrií v atmosféře  SO 2 na Io (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2005. — Sv. 176 , č.p. 2 . - str. 283-304 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.01.019 . - .
101. ↑ Geissler, P.E.; Goldstein, DB Plumes a jejich ložiska // Io po Galileovi / Lopes, RMC; a Spencer, JR. - Springer-Praxis , 2007. - S.  163 -192. — ISBN 3-540-34681-3 .
102. ↑ 1 2 3 Moullet, A.; a kol. Simultánní mapování SO 2 , SO, NaCl v atmosféře Io pomocí Submillimeter Array   // Icarus . — Elsevier , 2010. — Sv. 208 , č.p. 1 . - S. 353-365 . - doi : 10.1016/j.icarus.2010.02.009 . - .
103. ↑ Feaga, LM; a kol. Atmosféra  SO 2 na Io  // Ikaros . — Elsevier , 2009. — Sv. 201 , č.p. 2 . - str. 570-584 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.01.029 . - .
104. ↑ Spencer, John Aloha, Io . Blog planetární společnosti . Planetární společnost (8. června 2009). Datum přístupu: 7. března 2010. Archivováno z originálu 4. února 2012. (neurčitý)
105. ↑ Moore, CH; a kol. 1-D DSMC simulace atmosférického kolapsu a reformace Io během a po zatmění  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2009. — Sv. 201 , č.p. 2 . - str. 585-597 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.01.006 . - .
106. ↑ Geissler, P.E.; a kol. Galileo zobrazování atmosférických emisí z Io   // Věda . - 1999. - Sv. 285 , č.p. 5429 . - S. 870-874 . - doi : 10.1126/science.285.5429.870 . - . — PMID 10436151 .
107. ↑ Retherford, K.D.; a kol. Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions  //  Journal of Geophysical Research. - 2000. - Sv. 105 , č. A12 . - S. 27.157-27.165 . - doi : 10.1029/2000JA002500 . - .

Literatura

• Burba G. A. Názvosloví detailů reliéfu galileovských satelitů Jupitera / Ed. vyd. K. P. Florenskij a Yu. I. Efremov. - Moskva: Nauka, 1984. - 84 s.
• Silkin B.I. Ve světě mnoha měsíců. — M .: Nauka , 1982. — 208 s. — 150 000 výtisků.
• Johnson T. , Soderblom L. A asi. // Ve světě vědy , 1984, č. 2, s.12-25

Odkazy

• Satelitní profil Archivováno 7. listopadu 2015 na NASA Wayback  Machine
• Io rotace video  (angl.)  (odkaz není dostupný) . Archivováno z originálu 1. března 2012.
•  Katalog snímků NASA z Io
•  Snímky ze satelitu Galileo
• Globální mapa Io na webu USGS Planetary Geology  (  nepřístupný odkaz) . Získáno 4. října 2017. Archivováno z originálu 10. srpna 2017. , na základě snímků z Voyagerů a Galilea
• Seznam pojmenovaných prvků povrchu Io a mapa s jejich názvy na webu planetární nomenklatury USGS  (anglicky)
• Stránky o Io (nepřístupný odkaz) . Archivováno z originálu 7. dubna 2010. (Ruština) 
• Burba G. A. Erupce světů . Okolo světa. Archivováno z originálu 2. ledna 2019. (neurčitý)

Slovníky a encyklopedie	Velká Katalánština Skvělý norský Velký Rus Britannica (online)
V bibliografických katalozích	GND : 4276694-1 J9U : 987007556431505171 LCCN : sh98000376 VIAF : 315160643 WorldCat VIAF : 315160643

A asi
Hostitelská planeta	Jupiter
Regiony Io	Baktrie Bospor Bulicam Illyricon Colchis Lerna Slávka Mykény Tarsus Chalib
Sopky Io	Vulkanismus na Io Pele Amirani Masubi Thor
Pateri Io	Pater Tvashtar Amaterasu Loki Maui Pillana Ra tupana shango Gish Bar
Hory Io	Jižní Boosavla tohil Euboia Dunajská plošina Jónský
Studie	" Voyager 1 " (1979) " Galileo " (1995-2003) " New Horizons " (2007)
Kategorie:io Portál: Astronomie Wikimedia Commons:Io

Měsíce Jupiteru
Vnitřní satelity	Metis Adrastea Amalthea Thebe
Galileovské satelity	A asi Evropa Ganymede Callisto
Himalájská skupina	Leda Himálie Lysitea Elara Dia pandia Ersa
Skupina Ananke	Evporie Eufeme S/2003J18 S/2010J2 Telksinoe Evante Gelike Ortozie Jocasta S/2003J16 Praxidike Harpalike Mneme Hermippe Tione Ananke S/2016J1 S/2017J3
Skupina 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
Skupina Pasife	Filofrosina S/2003J23 Aoyde Kalliroe Eurydome S/2017J1 S/2011J2 Killene S/2003J4 Pasiphe Hegemonický Sinop Sponde autonomní Kore Megaklite
izolované satelity	s přímou rotací Themisto Karpo valetudo se zpětnou rotací S/2003J12 S/2011J1 S/2003J2
Výpis ve skupinách ve vzestupném pořadí podle hlavní poloosy oběžné dráhy

Jupiter
Charakteristika	Atmosféra velká červená skvrna malá červená skvrna bílé ovály Oválné Slunce Magnetosféra Prsteny Severní pól Jižní pól
satelity	Vnitřní Metis Adrastea Amalthea Thebe galilejský A asi Evropa Ganymede Callisto Nepravidelný Himalájská skupina Skupina Karme Skupina Ananke Skupina Pasife Skupina Carpo
Výzkum	Projekt "Pionýr" Pioneer-10 Pionýr-11 Projekt Voyager Voyager 1 Voyager 2 Ulysses Galileo Cassini Nové obzory Juno Mise systému Europa Jupiter
jiný	Kometa Shoemaker-Levy 9 Pád nebeského tělesa na Jupiter (2009) Seznam asteroidů, které protínají oběžnou dráhu Jupitera Jupiter v kultuře Jupiter (mytologie) Trojské asteroidy Jupiteru velká rentgenová skvrna
viz také Kategorie:Jupiter Sluneční Soustava

Satelity ve sluneční soustavě
přes 4000 km	Ganymede Titan Callisto
2000-4000 km	A asi Měsíc Evropa Triton
1000-2000 km	Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys
500-1000 km	Enceladus
250-500 km	Miranda Proteus Mimas Mořská nymfa Ilmare Hiiaka Hyperion Actea Dysnomie
100-250 km	Phoebe Larissa Janus Galatea Namaka Amalthea Balíček Sycorax Část Forky Vant Zoja Taviskaron S/2015 (136472) 1 Xiangliu Epimetheus
50-100 km	Thebe Julie Nikta Prometheus Elara S/2000 (90) 1 Thalassa Pandora Belinda Cressida Hydra Rosalind Kalibán Naiad Desdemona Galimedes Pasiphe Ne s bianca Veyvot Prospero
Podle planet (a trpaslíků )	Rtuť Venuše Země Měsíc Mars asteroidy Jupiter Saturn uran Neptune Pluto Haumea Makemake Eris Zájemci: (225088) Gunguna Orca quawara

Sluneční Soustava
Centrální hvězda a planety	slunce Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune
trpasličí planety	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4
Velké satelity	Ganymede Titan Callisto A asi Měsíc Evropa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Mořská nymfa
Satelity / prsteny	Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara
První objevené asteroidy	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiena (11) Parthenope
Malá těla	meteoroidy asteroidy / jejich satelity blízkozemě hlavní pás trojský kentauři transneptunský Kuiperův pás Plutino cubewano rozptýlený disk damokloidy komety Oortův oblak
umělé předměty	umělé družice Země meziplanetární kosmická loď
Hypotetické objekty	Sopky a vulkanoidy satelit Merkuru satelity Venuše další satelity Země protizemě Planeta Devět , Tyche , Planeta X a další transneptunské planety Nemesis Bývalé planety: Theia , Phaeton nebo Planeta V Pátý plynový gigant
Seznam objektů sluneční soustavy Astronomické objekty

atmosféry
Atmosféry hvězd	slunce
planetární atmosféry	Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune
Atmosféry satelitů	Měsíc Dione A asi Evropa Ganymede Callisto Enceladus Titan Rhea Triton
trpasličí planety	Ceres Pluto Makemake
exoplanety	Osiris Kepler-7b
viz také	Sluneční Soustava Planetologie Komety