Io (hold)

Io
Jupiter  I.
A cikk illusztráló képe Io (hold)
Io 1999-ben a Galileo által
típus A Jupiter természetes műholdja
Orbitális jellemzők
( Epoch 1997. január 16)
Fél-fő tengely 421 800  km
Periapszis 420 000  km
Apoapsis 423.400  km
Különcség 0,004 1
Forradalmi időszak 1769  d
Hajlam 0,036 °
Fizikai jellemzők
Átmérő 3 643,2 ± 1,0 km
Tömeg 8,93 × 10 22  kg
Átlagos sűrűség (3,528 ± 0,006) × 10 3  kg / m 3
Felületi gravitáció 1,80 m / s 2
Kioldási sebesség 2,6  km / s
Forgatási időszak 1,769  d
szinkron
Látszólagos nagyság 5,02
az ellenzéknek
Közepes albedó 0,63 ± 0,02
Felületi hőmérséklet átlag: 130  K
min: 80  K
max: 2000  K
A légkör jellemzői
Légköri nyomás Nyomok
Felfedezés
Felfedező Galilei
A felfedezés dátuma 1610. január 8
Megnevezés (ek)

Io , vagy a Jupiter én , egy természetes műhold a Jupiter . Pontosabban, ez a harmadik legnagyobb galileai hold , amelynek a pályája a legközelebb van a Jupiter bolygóhoz , féltengelye 421 800  kilométer , a fordulat kb. 42 óra. Ez egyben a Naprendszer negyedik legnagyobb holdja , a legsűrűbb közöttük, és az ismert csillagászati ​​objektum, amely a legkevesebb vizet tartalmazza .

Több mint 400  aktív vulkánnal az Io a geológiailag a legaktívabb objektum a Naprendszerben . Ez a szélsőséges geológiai aktivitás eredménye egy árapály felmelegedés miatt a súrlódás belül keletkezett a Hold által a gravitációs kölcsönhatás a Jupiter és a többi galileai műhold - nevezetesen Európa és a Ganümédész , amellyel az itt orbitális rezonancia . Ezek a vulkánok termelnek áramok a kén és kén- dioxid , hogy a nő több száz kilométerre a felület felett, majd kiterjed a hatalmas síkság a hold egy fagyos anyag réteggel. Az 500 km -nél hosszabb lávafolyásokkal társított tollak  nagy felületi változásokat eredményeznek, és a sárga, a vörös, a fehér, a fekete és a zöld különböző árnyalataiban festik meg. Az e vulkanizmus által előállított anyagok egyrészt az Io vékony és egyenetlen atmoszféráját alkotják, másrészt a bolygó magnetoszférájával való kölcsönhatásuk miatt a Jupiter körül nagy plazma tórust termelnek .

Ezt a területet több mint 100 hegy tarkítja,  amelyeket tektonikus jelenségek emelnek a szilikát kérgének tövében . Ezen csúcsok egy része magasabb, mint az Everest-hegy , bár az Io sugara 3,5-szer kisebb, mint a Földé, és körülbelül megegyezik a Holdéval . A Külső Naprendszer legtöbb holdjával ellentétben , amelyek többnyire vízi jégből állnak , az Io szilikát kőzetből áll, amely körülvesz egy olvadt vas vagy pirit magját .

A XVII . És XVIII .  Században az Io fontos szerepet játszik a csillagászat fejlődésében . Először megfigyelhető1610. januáráltal a Galileo a többi galileai műholdak, a felfedezés elősegíti, például az elfogadását a kopernikuszi modellt a Naprendszer. Ez a csillagász Simon Marius , azt állítva, hogy felfedezték a csillag előtt Galileo Galilei, aki neveket neki, miután a karakter a görög mitológia Io , papnője Héra és szeretője a Zeus . A XIX .  Század végén végül lehetővé vált a felületi jellemzők, például a sötétvörös sarki és az egyenlítői fényes területek feloldása. 1979-ben az űrszondák a A Voyager programban feltárt geológiai aktivitás és jellemzőit a fiatal felület nélkül becsapódási kráter . Ezután a Galileo az 1990-es években és a 2000-es évek elején számos közeli felüljárót hajtott végre , adatokat szerezve a belső szerkezetéről, a felszín összetételéről és a Jupiter magnetoszférájára gyakorolt ​​hatásáról. Azóta más megfigyeléseket tett a próbák Cassini , New Horizons és Juno , valamint a Földről keresztül teleszkópok a földön, vagy a űrteleszkóp Hubble .

Pálya és forgás

A félig-nagytengely Ió körüli pályájának Jupiter 421700  km -re a központtól a bolygón. Ez a pálya Théba és Európa között van  ; O a 5 -én  műholdas legközelebb a Jupiter és a legbelső a Galilei-holdak . Forradalmi ideje 42,5  óra .

Az Io  pálya- rezonanciája 2: 1 Európával és 4: 1 Ganymede- szel : amikor Európa egy pályán halad, Io kettőt; hasonlóképpen Io négy pályát zár le csak Ganymede egyikéről - mivel több rezonáló objektum létezik, az egyik a Laplace-rezonanciáról is beszél. Ez a rezonancia fenntartja az Io orbitális excentricitását (0,0041), és ezáltal a fő hőforrást hozza létre vulkáni tevékenységéhez . E kényszerített különcség nélkül az Io pályája körkörösebbé válna, ami geológiailag nagyon meggyengült tevékenységhez vezetne.

A többi galilei műholdhoz hasonlóan - és hasonlóan a Holdhoz a Földdel szemben  - az Io-nak is szinkron forgása van  : a fordulat időszaka megegyezik a forgási időszakával, ami azt jelenti, hogy a Hold mindig ugyanazt az arcot tartja Jupiter felé mutatva . Ez a tulajdonság lehetővé teszi az Io hosszúsági rendszerének meghatározását : fő meridiánja és egyenlítője a szuboviai pontban találkozik. Az Io mindig a Jupiter felé néző oldalát szubjovi féltekének, míg a mindig kifelé néző oldalt anti-jovi féltekének nevezik. Az Io azt az oldalát, amely mindig az Io pályáján mozog, elülső féltekének, míg azt az oldalt, amely mindig az ellenkező irányba néz, hátsó féltekének nevezzük.

Az Io felszínéről a Jupiter 18,5 ° -hoz közeledő ívet vetne alá, így a Jupiter a Hold látszólagos méretének körülbelül 37-szerese a Föld égén. Ez az égbolt látszólagos felületének felel meg, körülbelül 1370-szer nagyobb.

Fizikai jellemzők

Tömeg és átmérő

Az Io valamivel nagyobb, mint a Hold  : átlagos sugara 1821,5  km - körülbelül 5% -kal több, mint a Holdé - és tömege 8,931 9 × 10 22  kg - körülbelül 21% -kal több, mint a Holdé. A műhold forradalmi ellipszoid alakú , legnagyobb tengelye a Jupiter felé irányul, az önmagán történő forgása következtében.

A galileai holdak közül az Io kisebb és kevésbé masszív, mint Ganymede és Callisto , de nagyobb és hatalmasabb, mint Európa . Ez a Naprendszer negyedik legnagyobb holdja is .

Belső felépítés

A főleg szilikátokból és vasból álló Io összetételével közelebb van a földi bolygókhoz, mint a Külső Naprendszer többi műholdjához , amelyek viszont jég és szilikátok keverékéből állnak. A sűrűség az 3.527 5  g / cm 3 , és ezzel a legsűrűbb valamennyi természetes műhold a Naprendszer , mivel ez jelentősen magasabb, mint az egyéb Galilei-műholdak (Ganymedes és Callisto különösen, amelynek sűrűségek d „mintegy 1,9  g / cm 3 ) vagy akár valamivel magasabb is, mint a Holdé ( 3,334  g / cm 3 ).

A modell a tömeg, sugár, és kvadrupol gravitációs együtthatók - társított számszerű érték hogyan masszát szét egy tárgy - a Io, számított Voyager és Galileo mérések , arra utalnak, hogy a belső különbséget teszünk egy vas- vagy pirit magot és egy köpeny , majd szilikátokban gazdag kéreg . A fémmag az Io tömegének körülbelül 20% -át teszi ki, amelynek sugara 350 és 650  km között van, ha szinte teljes egészében vasból áll, vagy 550 és 900  km között, ha vas és kén keverékéből áll. . A magnetométer a Galileo nem érzékel mágneses mező rejlő Io, ami azt jelzi, hiányában konvekciós belül kernel egy mező hatása dinamó .

Az Io belső összetételének modellezése azt sugallja, hogy a köpeny legalább 75% forsteritből áll , és az L-típusú és az LL-típusú chronditic meteoritokhoz hasonló tömeges összetételű , nagyobb vaskartalommal . Összehasonlítva a szilíciummal, mint a Föld vagy a Hold , de alacsonyabb, mint a Mars . Az Io felett megfigyelt hőáram támogatásához az Io palástjának 10-20% -a megolvadhat, bár azokban a régiókban, ahol magas hőmérsékletű vulkanizmus figyelhető meg, magasabb az olvadékfrakciók száma. Ezen túlmenően, a reanalízis adatok magnetométer a Galileo 2009 jelenlétét mutatta ki a mágneses tér által indukált az Io, amivel együtt jár a jelenléte egy óceán magma 50  km a felszín alól. Ez a réteg a becslések szerint 50  km vastag, és az Io palást körülbelül 10% -át képviseli. A magma-óceán hőmérséklete a becslések szerint eléri az 1500 K-t (1 227 ° C) . A vulkanizmus által lerakódott bazaltból és kénből álló Io litoszféra vastagsága 12 és 40 km között van  .

Árapály hatással történő melegítés

A Földdel és a Holddal ellentétben az Io elsődleges belső hőforrása az árapály melegedése , nem pedig a radioaktív izotópok bomlása . Ez a fűtés függ az Io Európával és Ganimédessel történő orbitális rezonanciájától, az Io-tól a Jupiterig terjedő távolságtól, a pálya excentricitásától, a belső tér összetételétől és a fizikai állapotától. Így Európával és Ganymede-szel való rezonanciája fenntartja Io különcségét, és megakadályozza , hogy az árapályerők körkörössé tegyék pályáját. Ez segít az Io és a Jupiter közötti távolság fenntartásában is, különben az árapály kialakulása a bolygón lassan elmozdítaná a holdat, ahogy a hold is eltávolodik a földtől.

Az Io által tapasztalt árapályerők mintegy 20 000-szer nagyobbak, mint a Föld által a Hold által tapasztaltak. Továbbá, a függőleges különbség árapály dudor között, amikor Io a apoapsis és a periapsis a pályája lehet akár 100  m . A változó tapadás miatt az Io belsejében keletkező súrlódás fűtést eredményez, jelentős mennyiségű Io palást és mag olvad meg. A megtermelt energia mennyisége akár 200-szor nagyobb, mint a kizárólag radioaktív bomlással előállított energia. Ez a hő formájában szabadul fel a vulkáni tevékenység, generáló nagy hőáram megfigyelt 0,6-1,6 x 10 14  W . Pályájának modelljei azt sugallják, hogy az Io-ban az árapály-felmelegedés idővel változik.

Bár tudományos egyetértés van abban, hogy a hold számos vulkánja ennek az árapály-melegítésnek a következménye, ezek azonban nem a modell által megjósolt pozíciókban helyezkednek el. Valójában 30-60  fokos irányban vannak elmozdítva kelet felé. 2015-ben egy tanulmány azt sugallta, hogy ezt a kelet felé történő elmozdulást a felszín alatti magma-óceán okozhatja, amely viszkozitása miatt súrlódással további hőt generálna .

A Naprendszer többi természetes műholdja hasonló felmelegedést tapasztal. Ez a hőtermelés képessége a földalatti óceánban növeli az élet esélyeit olyan testeken, mint Európa vagy akár Enceladus , a Szaturnusz holdja .

Földrajz

Terület

A Hold, a Mars és a Merkúr ismert felületei miatt a tudósok sok becsapódási krátert figyeltek meg a Voyager 1 1979- es első Io képein , a Föld felszínén való megjelenési sűrűségükön . A Hold akkor nyomokat adott volna kor. Az űrszonda által visszaküldött képek azonban olyan felületet mutatnak, amelyen szinte teljesen nincsenek ütközési kráterek. Inkább borított sima síkságok tarkított magas hegyek , mélyedések a különböző formájú és méretű, és láva folyik . A Voyager 1 repülés közben legalább kilenc aktív vulkánt is megfigyel.

A legtöbb megfigyelt égitesttől eltérően az Io felületét különféle kénes vegyületek színes anyagai borítják, ez a színminta néha a holdat egy korhadt narancs vagy pizza színéhez hasonlítja . Az ütközési kráterek hiánya azt jelzi, hogy az Io felülete geológiailag fiatal: mint a föld felszínén, a vulkanikus anyagok is folyamatosan temetik a krátereket, amint megjelennek. Ennek eredményeként a felszínének kora átlagosan kevesebb, mint egymillió év lenne.

Az Io színes megjelenése a kiterjedt vulkanizmus által lerakódott anyagok eredménye, beleértve a szilikátokat , mint a piroxén , a kén és a kén- dioxid . A kén-dioxid gél mindenütt jelen van az Io felületén, fehér vagy szürke anyaggal borított nagy területeket képez. A kén viszont sárga vagy sárga-zöld régiókat képez. A közepes szélességi és poláris régiókban elhelyezett ként a sugárzás gyakran károsítja, lebontva a normálisan stabil ciklo -oktaz-ként . Ez azt eredményezi, hogy az Io sarki régióinak vörösbarna színét eredményezi, amelyet már a XIX .  Század vége óta megfigyeltek .

Az Io robbanásvulkanizmusa , gyakran esernyő alakú tollak formájában, kénes és szilikát anyagokkal festi a felületet. Az Io-n levő tollak lerakódásai gyakran vörös vagy fehér színűek, attól függően, hogy mekkora a kén és kén-dioxid. Általános szabály, hogy a gáztalanított láva képződött csóvák nagyobb mennyiségű ként tartalmaznak vörös lerakódást vagy szélsőséges esetben egy nagy vörös gyűrűt, amely gyakran meghaladja a vulkántól 450  km- re. Kiemelkedő példa egy ilyen tollazatra a Pélé vulkán körüli nagyon nagy vörös gyűrű . Ezek a vörös lerakódások főleg kénből (általában 3- és 4 láncú molekuláris kénből), kén-dioxidból és esetleg kén- szulfil-kloridból állnak .

A vulkánok mellett az Io felszínén vannak nem vulkanikus hegyek, számos olvadt kénes tó, több kilométer mély kalderák és kis viszkozitású folyadékáramlatok, amelyek valószínűleg több száz kilométer hosszúak. olvadt kén vagy szilikátok.

Az Io feltérképezése és nagy sűrűsége azt sugallja, hogy az Io kevés vizet tartalmaz vagy egyáltalán nem tartalmaz vizet , bár kísérleti jelleggel kis jég- vagy hidratált ásványi anyagokat azonosítanak, különösen a Gish Bar Mons északnyugati szélén . Ezenkívül az Io az ismert test, amely a legkevesebb vizet tartalmazza a Naprendszerben. A Hold felszínén a hőmérséklet a napszak függvényében 90  K  (–183  ° C ) és 130 K (–143 ° C) között változik, átlagosan 143 K (–130 ° C) hőmérsékleten .

Helynév

Az Io felszínén található jellemzők szigorú nómenklatúrának engedelmeskednek a Nemzetközi Csillagászati ​​Unió részéről. Így az aktív kitörési központok, a fluctus és a paterae nevezetesen az istenségek és a tűz , a villám és a nap hőseinek nevét viselik a különféle mitológiákban, ezek között Pele ( Hawaii ), Prometheus és Hephaestus ( ókori Görögország ), Loki és Surt ( Skandinávia) ), Marduk ( Mezopotámia ), Maui ( Polinézia ), Creidne és Culann ( Írország ), Inti ( Inka ) vagy Amaterasu ( Japán ). Egyéb funkciók, többek között mensae , Montes , plana , olyan térségekben , tholi és völgyek vannak elnevezve helyeken kapcsolódó mítosz Io vagy karakterek és helyek származó Dante Alighieri Isteni színjátéka , mivel a vulkanikus jellegét a felszínre.

Mivel a felületet először a Voyager 1 látta közelről , az UAI 227 nevet ismer fel az Io felületi jellemzőire és nagy albedóira .

Geológia

Vulkanizmus

Az Io leginkább az aktív vulkanizmusa miatt figyelemreméltó , amely jellemző egyébként egyébként csak a Földön , a Tritonban és az Enceladuson volt megfigyelhető . Ez a Naprendszer legaktívabb égi objektuma is , több mint 400 aktív vulkáni centrummal és hatalmas lávafolyásokkal . Ez a vulkanizmus az árapály felmelegedésének következménye , amelyet az Io orbitális excentricitása vált ki.

Egy nagyobb kitörés során több tíz vagy akár több száz kilométer hosszú lávafolyások keletkezhetnek, amelyek főleg bazalt- szilikát lávákból állnak, amelyek maffikus vagy ultravirág kompozíciók - vagyis magnéziumban gazdagak. Ez a feltételezés az Io forró pont hőmérsékleti méréseken alapul, amelyek legalább 1300 K (1027 ° C) , néhány pedig 1600 K (1327 ° C) hőmérsékletet javasolnak .

Ennek a tevékenységnek a melléktermékeként a ként, a gáznemű kén-dioxidot és a szilikát- piroklaszt anyagot (például hamut ) 480 km-re fújják  az űrbe - az anyagot a felszínről körülbelül 1000 m / s sebességgel dobják ki - , nagy esernyő alakú tollakat állítva elő, a környező terepet vörösre (rövid láncú kénből) és feketére (szilikátpiroklasztokból) festve, és anyagot szolgáltatva az Io egyenetlen légköréhez és a Jupiter hatalmas magnetoszférájához. További anyagok, amelyek ezekben a vulkáni víztömegekben megtalálhatók, a nátrium , kálium és klór . A legnagyobb Io-gát, például a Pele által kibocsátott , akkor keletkezik, amikor oldott kén és gáznemű kén-dioxid szabadul fel a kitörő magmából a vulkanikus kráterekben vagy a láva tavakban, gyakran piroklasztikus anyagot hordozva magukkal. Egy másik típusú toll akkor keletkezik, amikor a lávafolyások elpárologtatják a kén-dioxid gélt, és ként szabadítanak fel. Ez a fajta tolla gyakran fehér, fényes kör alakú lerakódásokat képez kén-dioxidból, például a Masubi vulkán körül .

Az Io felületét vulkanikus mélyedések tarkítják, az úgynevezett paterae-k, amelyeknek sík talaja általában meredek falak által határolt. Ezek a tulajdonságok hasonlítanak a földi kalderákra , de nem biztos, hogy termelési mechanizmusuk a kiürült lávakamra fölött történő összeomláson keresztül történik, ahogyan ez a Földön történik. Az egyik hipotézis azt sugallja, hogy ezeket a tulajdonságokat a vulkáni küszöbök exhumálása hozza létre, és hogy a fedőanyagot kidobják vagy beépítik a küszöbbe. Az exhumálás különböző szakaszaiban található paterae példákat feltérképezzük a Chaac-Camaxtli régióból származó Galileo képek segítségével . A Föld és a Mars hasonló jellemzőitől eltérően ezek a mélyedések általában nem találhatók a pajzsvulkánok tetején, és általában nagyobbak, átlagátmérőjük 41  km , a legnagyobb a 202 km átmérőjű  Loki Patera . Ez utóbbi egyben a legerősebb vulkán Io-ban, amely az Io globális hőtermelésének átlagosan 10% -át adja, váltakozó aktivitási és inaktivitási periódusokkal, egyenként körülbelül 470 napig.

A kialakulás mechanizmusától függetlenül sok patera morfológiája és eloszlása azt sugallja, hogy ezek a tulajdonságok strukturálisan irányítottak, és legalább fele korlátozódik hibákkal vagy hegyekkel. Ezek a funkciók gyakran a helyszínen vulkánkitörések, vagy lávafolyások beteríti az emeleten a paterae - mint közben kitörés Gish Bár Patera 2001 - formájában vagy láva tavak . Az Io-i láva tavaknak vagy folyamatosan csapkodó láva kérge van, mint a Pelé vulkán, vagy epizódszerűen megforduló kéreg, mint a Loki.

A lávafolyások egy másik jelentős vulkanikus terepet jelentenek az Io-n. A magma a paterae krátereiből vagy a síkság repedéseiből fakad ki, és hasonló lávafolyásokat produkál, mint a hawaii Kilauea- n . A Galileo szonda képei azt mutatják, hogy az Io számos fő lávaáramlata, például a Prometheus és az Amirani áramlása , a lávaáramlásnak az idősebbek fölött történő kis felhalmozódásával jön létre. Nagy kitörések is megfigyelhetők az Io-n. Például a Prometheus-áramlás vezető széle 75–95  km-t tett meg 1979-ben a Voyager 1 és 1996-ban a Galileo első megfigyelései között. A vulkánkitörések is nagyon változékonyak: a „ Voyager 1 és 2 ” megérkezése közötti négy hónap alatt szondák közül néhányan megálltak, mások pedig elindultak.

Hegyek

Io-nak 100-150  hegye van . Ezek a szerkezetek átlagosan 6  km magasak, és a Boösaule Montestól délre maximum 17,5 ± 3  km-t érnek el - megemlíthetjük az Euboea Montes 10,5 ± 1 km- ét is . Ezek a hegyek kiterjedtek - átlagosan 157 km hosszúak - és elszigeteltek, a Földön lévőkkel ellentétben nem mutatnak nyilvánvaló globális tektonikai mintákat. Nagy méretük alátámasztásához elsősorban szilikátkőzetből és nem kénből kell készülniük.

Annak ellenére, hogy a kiterjedt vulkanizmus megkülönböztető megjelenést kölcsönöz az Io-nak, szinte minden hegye tektonikus szerkezetű, és nem vulkánok termelik. Ehelyett a legtöbb jóniai hegység a litoszféra tövében fellépő nyomóerők hatására keletkezik , amelyek átfedéssel emelik és billentik Io kéregének darabjait . A hegyek kialakulásához vezető nyomófeszültségek a vulkanikus anyagok folyamatos temetkezéséből adódó süllyedés következményei. A hegyek eloszlása ​​a Holdon ellentétesnek tűnik a vulkanikus szerkezetekével: a hegyek kevesebb vulkánnal rendelkező területeken dominálnak, és fordítva. Ez azt sugallja, hogy a litoszférában nagy régiók vannak, ahol a tömörítés - a hegyek kialakulásának támogatása - és a kiterjesztés - a patera képződés támogatása  dominál. Helyileg azonban a hegyek és a paterák gyakran szomszédosak, ami arra utal, hogy a magma kitölti a hegységképződés során keletkezett hibákat, hogy elérje a felszínt.

Az Io síksága fölé emelkedő szerkezetek sokféle morfológiát mutatnak. A tálcák továbbra is a leggyakoribbak, hasonlítanak a nagy mesákra , lapos tetejű. Más hegyek hajlított kéregszikláknak - vagyis kéregdaraboknak - tűnnek, sekély lejtéssel az egykor sík felülethez képest, és meredek lejtővel, amely egyszer földalatti anyagból áll, amelyet nyomófeszültségek emelnek. Ez a két típus a hegyek gyakran meredek escarpments mentén egy vagy több lejtőkön .

Az Io-n csak néhány hegy tűnik vulkanikus eredetűnek. Úgy néznek ki, mint egy kis pajzsvulkán , meredek lejtőkkel egy kis középső kaldera közelében és szelíd lejtőkkel a lejtők mentén. Ezek a vulkanikus hegyek gyakran kisebbek, mint a Hold átlagos hegye, átlagosan csupán 1-2  km magas és 40-60  km széles.

A hegyek szinte mindegyike a degradáció előrehaladott szakaszában van. A Jón-hegység tövében gyakoriak a nagy földcsuszamlások , ami arra utal, hogy a gravitációs instabilitás a degradáció fő formája. Az Io mesák és a fennsíkok között is gyakori a fűrészes margó, amelyet valószínűleg az Io kéregből származó kén-dioxid fellendülése okoz, és a hegyek széle mentén gyengeségi területek keletkeznek.

Légkör

Fogalmazás

Az Io légköre rendkívül vékony - az átlagos légköri nyomás 1 µPa, vagyis 10 11- szer alacsonyabb, mint a Föld légköre  - főleg kén-dioxid SO 2-ból áll, kisebb alkotórészekkel, például kén-monoxid SO-val, nátrium-klorid- NaClvalamint kén Sés oxigén Oatom. Ezeket a gázokat elsősorban a Hold aktív vulkanizálása hozza létre közvetlen gázmentesítés útján, vagy fotolízissel , amelyet a szoláris ultraibolya sugárzás okoz az SO 2 -on.termelő kén- és oxigénatom kationok  : S + , O + , S 2+ és O 2+ . A Jupiter magnetoszférájából feltöltött részecskék által porlasztó felületi lerakódások is előfordulnak. A légkör vékony, mivel a hold gravitációja túl gyenge ahhoz, hogy a sűrűbb légkört megtartsa, vastagsága még mindig maximálisan eléri a 120  km- t.

Más galileai műholdaktól eltérően az Io légköre alig vagy egyáltalán nincs vízben, sőt a Naprendszer ismert tárgya, a legkevesebb vízzel. Ez valószínűleg annak a következménye, hogy a Naprendszer fejlődésének korai szakaszában a Jupiter elég forró volt ahhoz, hogy az Io közelében elkergesse az illékony elemeket, de nem volt annyira forró, hogy ugyanezt tegye más holdjaival is.

Szerkezet

Az Io légköre a sűrűségben és a hőmérsékletben jelentős eltéréseket mutat a napszaktól, szélességtől, vulkáni aktivitástól és a felszínen tapasztalható fagyoktól függően. A maximális légköri nyomás a Ió között van 3,3 × 10 -5 és 3,3  × 10 -4  pascal (Pa) vagy, hogy 0,3 3  NBAR , kapott a félgömbön az egyenlítő mentén a Antijovian féltekén, és a kora délutáni, amikor a hőmérséklet a felszíni fagyási csúcsok. Csúcsok szintjén helyezkedik vulkáni tollak is megfigyelhető, a nyomás 5 × 10 -4 , hogy 4  × 10 -3  Pa (5-től 40  NBAR ). Az Io légköri nyomása a legalacsonyabb az Io éjszakai oldalán, ahol a nyomás 10 −8 és 10 −7  Pa (0,0001 és 0,001  nbar ) között csökken .

Az Io légköri hőmérséklete a felületi hőmérséklettől függően nő, ahol a kén-dioxid egyensúlyban van a felületi géllel 100 K (–173 ° C) , 1800 K (1527 ° C) C átlaghőmérséklet mellett nagyobb magasságokban, ahol alacsonyabb sűrűségének köszönhetően a légkört a plazma tórus melegíti fel, amely ionizált részecskék gyűrűje osztozik az Io pályáján, és amely együtt kering a Jupiter magnetoszférájával.

Az Io légkörében lévő gázt a Jupiter magnetoszférája viszi el, vagy az Io-t körülvevő semleges felhőbe, vagy annak plazmatorusába kerül. Körülbelül egy tonna gázt távolít el ez a mechanizmus másodpercenként a légkörből, és ezt folyamatosan pótolni kell. A vulkanikus csövek jelentik az új fő forrásait, átlagosan másodpercenként 10 4  kg kén-dioxidot juttatnak a légkörbe Io-val, bár a legtöbb a felszínen kondenzálódik. Egy másik részt az SO 2 szublimálásával kapunkjég formájában jelen van a Hold felszínén, a napsugárzás hatására felmelegedve . Ennek eredményeként a nappali légkör nagyrészt az Egyenlítő 40 ° -án belül van, ahol a felszín a legmelegebb, és ahol a legaktívabb vulkáni tőzegek találhatók. A szublimációra fókuszált légkör összhangban áll azokkal a megfigyelésekkel is, amelyek szerint az Io légköre a legsűrűbb az Antijovian féltekén, ahol SO 2 a szilárd akkor a legdúsabb és sűrűbb, ha az Io közelebb van a Naphoz.

A joviai fogyatkozások hatása

Mivel a légkörben lévő kén-dioxid sűrűsége közvetlenül függ a felületi hőmérséklettől, ez utóbbi jelentősen csökken éjszaka vagy amikor az Io a Jupiter árnyékában van, ami a második esetben az oszlop sűrűségének körülbelül 80% -os csökkenését okozza . A napfogyatkozás során bekövetkező összeomlást némileg korlátozza a kén-monoxid SO diffúziós rétegének képződése a légkör alsó részén, de az Io éjszakai atmoszférájának légköri nyomása két-négy nagyságrenddel alacsonyabb, mint a napsütéskor maximum.

Feltételezzük, hogy Io atmoszférája a felszínre fagy, amikor áthalad a Jupiter árnyékában. Ennek bizonyítéka a „napfogyatkozás utáni felderülés” , ahol a hold néha kissé fényesebbnek tűnik, mintha a napfogyatkozás után azonnal fagy borítaná. Körülbelül 15 perc elteltével a fényerő normalizálódik, valószínűleg azért, mert a fagy szublimációval eltűnt . Amellett, hogy a földi teleszkópok láthatják, a napfogyatkozás utáni fényesedés a közeli infravörös hullámhosszakon tapasztalható a Cassini- küldetés során . Ennek az ötletnek a további támogatása 2013-ban történik, amikor az Ikrek Obszervatórium közvetlenül méri a kén-dioxid mennyiségének összeomlását a légkörben a Jupiter napfogyatkozása során, majd azt követően megreformálódik.

A napfogyatkozás során megszerzett nagy felbontású Io képek a sarki aurorához hasonló fényt tárnak fel . Mint a Földön , ennek is az oka az atmoszférát eltaláló részecskék sugárzása, bár ebben az esetben a töltött részecskék a Jupiter mágneses mezőjéből származnak, nem pedig a napszélből . Az aurórák általában a bolygók mágneses pólusai közelében fordulnak elő, de az Io-k a legfényesebbek az Egyenlítő közelében. Az Io-nak nincs saját belső mágneses tere; ezért a Jupiter mágneses mezőjén Io közelében haladó elektronok közvetlen hatással vannak Io légkörére. Az elektronok ütköznek a légkör, a termelő legfényesebb auroras ahol az erővonalak a tangens Ion - azaz, az Egyenlítő közelében, mert a gázoszlopnak áthaladnak van. Hosszabb. Megfigyelhetjük, hogy az Io ezen érintő pontjaihoz kapcsolódó aurorák a Jupiter mezőjének megdöntött mágneses dipólusának tájékozódásával váltakoznak.

Kölcsönhatás a jovi magnetoszférával

Az Io fontos szerepet játszik a Jupiter magnetoszférájának kialakulásában , amikor a hold átlépi a Jupiter mágneses mezőjének vonalait , és így millió amper nagyságrendű elektromos áramot generál . Bár ez nem nagy energiaforrás az árapály-melegedéshez képest , ez az áram több mint 1  tera wattot bocsát ki, 400 000 volt potenciállal  .

A Jupiter magnetoszférája másodpercenként egy tonna sebességgel söpri el a gázokat és a port az Io vékony légköréből . Anélkül, hogy az ionok ezen interakció révén kiszabadulnának a jóniai légkörből, a Jupiter mágneses tere kétszer olyan gyenge lenne. Io kering egy öv intenzív sugárzás ismert, mint a Io tórusz alkotja plazma sugárzik, hogy intenzíven a ultraibolya , az első felfedezett példa egy bolygókerekes tórusz . A Jupiter többi mágneses mezőjéhez hasonlóan a plazma tórust a Jupiter egyenlítőjéhez (és az Io orbitális síkjához) képest megdönti, így az Io egymás után a plazma tórus magja alatt és felett helyezkedik el. A tórusz plazma együtt forog a Jupiterrel, ami azt jelenti, hogy szinkron módon forognak és ugyanazon a forgási perióduson osztoznak.

Io környékén, legfeljebb hat jóniai sugár távolságra a felszínétől, egy semleges kén- , oxigén- , nátrium- és káliumatom felhője található . Ezek a részecskék jönnek a felső légkörben Io és gerjeszti ütközések ionok a plazma tórusz amíg kitöltik a Hill gömb a Hold - a régió, ahol Io gravitációja domináns, hogy a Jupiter. Ezen részecskék egy része elkerüli az Io gravitációs vonzerejét, és a Jupiter körüli pályára kerül: az Io-ból terjedve semleges banán alakú felhőt képez, amely akár hat jovi sugarat is elérhet Io-ból, azaz I-ig Io pályáján belül és előtte. vagy Io pályáján kívül és mögötte. A folyamat emellett nátriumionokat juttat a plazma tóruszba, amelyeket aztán a bolygótól távolodó sugárokban dobnak ki.

Ezenkívül a Jupiter mágneses tere összekapcsolja az Io atmoszféráját és a semleges felhőt a Jupiter felső poláris légkörével az Io fluxuscsövének nevezett elektromos áram létrehozásával . Ez az áram a Jupiter sarkvidékein, az úgynevezett "Io lábnyomként" ( angolul  : Io lábnyom ), valamint az Io légkörében fellelhető aurorákat generál. Ennek az aurorális interakciónak a részecskéi látható hullámhosszon sötétítik a Jovi-sarki régiókat. Az Io aurorális lenyomata, elhelyezkedése a Földdel és a Jupiterrel szemben erősen befolyásolja a Földön felvett jovi rádióhullámok intenzitását : amikor az Io látható, a Jupitertől kapott rádiójelek jelentősen megnőnek.

A Jupiter mágneses mezőjének vonalai, amelyek áthaladnak az Io ionoszféráján, elektromos áramot is indukálnak, ami viszont indukált mágneses teret hoz létre az Io belsejében. Feltételezzük, hogy a horgony Io mágneses tér keletkezik a tengerbe a magma a szilikát részben megolvadt 50 kilométerre a felszín alatt a Io. Hasonló indukált mezőket talál a többi galilei műholdon a Galileo szonda , amely viszont a föld alatti sós folyékony óceánokban keletkezik .

A megfigyelések története

Felfedezés

Az első bejelentett megfigyelés Galilei műhold készül Galileo a1610. január 7egy megtörő távcső egy nagyítású 20, a Padovai Egyetemen . Ezek az első természetes műholdak fedezték körüli pályán a bolygó eltérő Föld . Ennek a megfigyelésnek a során azonban Galilei nem képes megkülönböztetni Io-t és Európát távcsőjének alacsony teljesítménye miatt; a kettőt ezért egyetlen fénypontként rögzítik ez alkalomból. Másnap először külön testként látja őket: a1610. január 8ezért azt tekintik az IA IA felfedezésének időpontjának .

A felfedezés Io és a többi galileai műholdak által közzétett csillagász munkája Sidereus Nuncius a1610. március. 1614-ben az ő Mundus Jovialis , Simon Marius azt állítja, hogy felfedezte ezeket a tárgyakat a végén 1609, néhány héttel korábban a Galileo. Ez utóbbi kétségbe vonja ezt az állítást, és elutasítja Marius munkáját, mint plágiumot. Végső soron Io felfedezésének szerzőségét annak tulajdonítják, aki először publikálta művét, ezért egyedül a Galileo nevéhez fűződik. Másrészt Simon Marius 1614-ben elsőként tette közzé a műholdas mozgások csillagászati ​​táblázatait.

Megnevezés

Galilei felfedezőként úgy dönt, hogy védőszentjeiről , a Medici családról nevezi ezeket a műholdakat a „Medici csillagok” néven .

Azonban, bár Simon Mariusnak nem tulajdonítják a galilei műholdak felfedezését, az utókorban továbbra is azok a nevek maradtak, amelyeket ő adott nekik. 1614-ben megjelent Mundus Jovialis című kiadványában a Jupiterhez legközelebb eső holdnak számos alternatív nevet javasolt, köztük " Jupiter Merkúrja " és "az első jovi bolygó" . Alapuló javaslatát Johannes Kepler a1613 október, névadási sémát is megtervez, amelynek során minden holdat Zeusz görög isten vagy annak római megfelelője , Jupiter szeretőjéről neveznek el . Ő így nevek az akkori legbelső hold a Jupiter után a görög mitológiai alak Io , a halandó átalakul tehenet a féltékenység Héra . Azt is megjegyzi:

„Először is megtisztelnek három fiatal nőt, akiket a Jupiter titkos szerelem miatt ragadott el, nevezetesen Io-t, az Inachus folyó lányát (...) Az első [holdat] én hívom Io (.. .) Io, Európa, a fiú Ganymede és Callisto boldogságot hozott a kéjes Jupiter számára. "

- Simon Marius, Mundus Jovialis

Ezeket a neveket csak évszázadokkal később, a XX .  Század közepe táján használják széles körben . A korábbi csillagászati ​​szakirodalom nagy részében az Io-t római numerikus megjelölésével általában "Jupiter I  " -nek vagy "Jupiter első műholdjának" nevezték, amely olyan elnevezés, amely elvesztette népszerűségét, miután felfedezték a több belső pályájú műholdat , például az Amalthea-t .

Az ókori görög nyelvből származó Io latinul két versengő gyökerű  : Īō és Īōn. Ez utóbbi az Ionian melléknévi forma alapja .

Későbbi távcsöves megfigyelések

Az elkövetkező két és fél évszázadban az Io megoldatlan, 5-ös erősségű fénypont maradt ellentétben a csillagászati ​​távcsövekben. A XVII .  Században az Io-t és a többi galileai műholdat különféle módon használják: segítenek a tengerészeknek meghatározni a hosszúságukat , érvényesíteni Kepler bolygómozgásának harmadik törvényét , vagy meghatározni a fény Jupiter és a Föld közötti utazásához szükséges időt . Hála efemeriszadatok elő Jean-Dominique Cassini , Pierre-Simon Laplace de létrehoz egy matematikai elmélet megmagyarázni orbitális rezonancia Io, az Európa és a Ganümédész. Később kiderült, hogy ez a rezonancia mély hatással van a három hold geológiájára.

A XIX .  Század végén a Progressz teleszkópok lehetővé teszik a csillagászok számára, hogy megoldják az Io felületének nagyszerű tulajdonságait. Az 1890-es években Edward E. Barnard volt az első, aki észlelte az Io fényességének változásait az egyenlítői és a poláris régiói között, helyesen levonva azt a következtetést, hogy ezek a két régió közötti szín- és albedó- különbségeknek köszönhetők , és nem hipotetikus tojásalaknak a műhold által javasolt, William Pickering , vagy két különböző tárgyak, mint eredetileg gondolták a Barnard magát. Ezt követően a megfigyelések megerősítik a sarki területek barna-vörös színét és az egyenlítői sáv sárga-fehér színét. 1897-ben Edward E. Barnard Io átmérőjét 3950  km-re becsülte, becslése körülbelül 8% -kal kisebb, mint a több mint egy évszázaddal később ismert érték.

A XX .  Század közepének teleszkópos megfigyelései kezdik kiemelni az Io szokatlan jellegét. Spektroszkópos megfigyelések arra utalnak, hogy az Io felülete szűz vízjég , amely anyag nagy mennyiségben található meg más galileai műholdakon. Ugyanezek a megfigyelések azt mutatják, hogy a felületet nátrium- és kénsók uralják . A radioteleszkópos megfigyelések feltárják az Io hatását a Jupiter magnetoszférájára .

Az 1970-es évektől a Holdra vonatkozó legtöbb információt az űrkutatással szerezték . Követően azonban a tervezett megsemmisítése Galileo a Jupiter légkörében a2003. szeptember, Io vulkanizmusának új megfigyelései a földi távcsövekből származnak. Különösen adaptív optika képalkotó re a Keck teleszkóp a Hawaii és képalkotó a Hubble Space Telescope lehetővé teszik, hogy figyelemmel kíséri az aktív vulkánok Io nélkül is űrhajó a Jupiter rendszerben .

Űrkutatás

Úttörő

A Pioneer 10 és a Pioneer 11 az elsőűrszonda,amely eléri az Io-t1973. december 3 és 1974. december 2illetőleg. Az átrepülések és rádiós nyomkövető lehetővé teszi a jobb becslést a tömeg és a méret Io arra utal, hogy a műhold a legsűrűbb a Galilei műhold és így főleg a szilikát kőzetek, víz helyett jeget. Az úttörő szondák vékony légkör jelenlétét tárják fel az Io-n, valamint a pályája közelében egy intenzív sugárzású öv.

A Pioneer 11 kamerája egyetlen helyes képet készít Io-ról, amely az északi sarki régiót mutatja. Közeli felvételeket terveztek a Pioneer 10 passzusához , de a holdat körülvevő erős sugárzás végül e megfigyelések elvesztését okozta.

Utazás

Amikor a Voyager 1 és a Voyager 2 ikerszondák 1979-ben meglátogatták Io-t, fejlettebb képalkotó rendszerük sokkal részletesebb képeket nyújtott. A Voyager 1 átrepül Io le fölött1979. március 520 600  km- re a felszínétől. A felvett képek fiatal, sokszínű felületet mutatnak, minden ütés nélküli kráterrel , az Everestnél magasabb hegyek és a lávafolyásokra emlékeztető területek határolják.

A repülés után Linda A. Morabito navigációs mérnök az egyik képen észrevesz egy felszínről érkező tollat. A többi fénykép elemzése kilenc, a felszínen szétszórt tollat ​​mutat, amelyek bizonyítják az Io vulkanikus aktivitását. Ezt a következtetést nem sokkal a Voyager 1 érkezése előtt jósolják Stan J. Peale, Patrick Cassen és RT Reynolds: számításaik szerint a műhold belsejét az árapályerőknek kellőképpen fel kell melegíteniük, mivel az Európával és Ganimédesszel járó orbitális rezonanciája miatt . A repülési adatokból kiderül, hogy az Io felületén a kén és a kén- dioxid vegyületek dominálnak . Ezek a vegyületek túlsúlyban vannak a légkörben, és a plazma tórus középpontjában az Io pályája áll, amelyet a Voyager 1 is felfedezett .

A Voyager 2 átrepül Io le fölött1979. július 91.130.000  km távolságban . Noha nem volt olyan közel, mint a Voyager 1 , a két űrhajó által készített képek összehasonlítása számos felületi változást tár fel, amelyek a repülések közötti négy hónapos intervallum során következtek be. A Voyager 2 félhold alakú Io megfigyelése azt mutatja, hogy a1979. márciusmég júliusban is aktívak, csak a Pélé vulkán szüntette be tevékenységét.

Galilei

A Galileo űrszonda 1995-ben érkezett a Jovi-rendszerbe, egy hatéves földi utazás után, hogy nyomon kövesse a két Voyager- szonda felfedezéseit és a közbeeső években végzett földi megfigyeléseket. Az Io elhelyezkedése a Jupiter egyik legintenzívebb sugárzási övében kizárja a műhold hosszan tartó repülését, de a Galileo gyorsan átrepül, mielőtt két évig a Jupiter körül keringene.1995. december 7. Bár a közeli repülés során nem készülnek képek, a találkozás jelentős eredményeket hoz, például nagy vasmagjának felfedezése, hasonlóan a belső naprendszer földi bolygóinál tapasztalthoz ..

Annak ellenére, hogy nincsenek közelképek és mechanikus problémák, amelyek drasztikusan korlátozzák a visszaküldött adatok mennyiségét, a Galileo fő küldetése során számos fontos felfedezés történt . Az érzékelő figyeli a hatását a nagy kitörés Pillan Patera és megerősítette, hogy a vulkánkitörések állnak szilikát magmák azzal a készítmények mafikus és ultrabázisos gazdag magnézium . A kén-dioxid és a kén hasonló szerepet tölt be a Földön lévő vízzel és szén-dioxiddal . Az Io távoli képe a fő küldetés során a szonda szinte minden fordulatánál elkészül, nagyszámú aktív vulkánt tárva fel (mind a felszínen lehűlő magma termikus emissziójának, mind a vulkanikus gátaknak köszönhetően), sok hegyet nagyon változatos morfológiával és számos felületi változás, amely a Voyager program óta és a Galileo egyes pályái között is megtörtént .

A Galileo missziót kétszer meghosszabbították, 1997-ben és 2000-ben. E meghosszabbított küldetések során a szonda háromszor repül át Io felett 1999 végén és 2000 elején, valamint még háromszor 2001 végén és 2002 elején. Ezek az átrepülések feltárják a geológiai folyamatokat. az Io vulkánjai és hegyei kizárják a belső mágneses mező létezését, és bemutatják a vulkáni tevékenység mértékét. Ban ben2000. december, a Szaturnusz felé tartó Cassini-Huygens szonda közösen figyeli a műholdat a Galileóval . Ezek a megfigyelések új vonulatot tárnak fel Tvashtar Paterae felett, és nyomokat adnak Io auroraira .

Miután a megsemmisítése Galileo a Jupiter légkörben a2003. szeptember, Io vulkanizmusának új megfigyelései a földi távcsövekből származnak. Különösen a adaptív optika a Keck teleszkóp Hawaii és a fényképeket a Hubble űrteleszkóp lehetővé teszi, hogy kövesse az evolúció a műhold vulkánok.

Új távlatok

A New Horizons szonda a Plútó és a Kuiper-öv felé vezető úton tovább repül a Jovi-rendszer felett2007. február 28. A találkozás során sok távoli Io-megfigyelés történik. Ezek egy hatalmas tócsát tárnak fel a Tvashtar Paterae felett, amely az első részletes megfigyeléseket nyújtja a legnagyobb jón vulkáni tócáról, a pelei tolla 1979-es megfigyelései óta. A New Horizons fényképez egy vulkánt a kitörés korai szakaszában is.

Juno

A Juno szonda 2011-ben indult, és a Jupiter körüli pályára állt2016. július 5. Feladata elsősorban a bolygó belsejére, mágneses mezőjére, auroraira és sarki légkörére vonatkozó adatok gyűjtésére összpontosít. Juno pályája nagyon ferde és nagyon különc annak érdekében, hogy jobban megfigyelhesse a Jupiter sarkvidékeit és korlátozza a bolygó fontos belső sugárzási övének való kitettségét. Ez a pálya is távol tartja Junót Io és általában a Jupiter többi nagy holdjának pályasíkjaitól. Míg az Io tanulmányozása nem a küldetés elsődleges célja, az adatokat akkor is gyűjtjük, amikor itt az ideje.

Juno a legközelebb áll Io-hoz 2020. február 17, 195 000 kilométer távolságra, bár a tervezett misszió meghosszabbításában 2024 elejére terveznek egy pár átrepülést 1500 kilométeres magasságban. Több pályán Juno távolról megfigyelte Io-t, a JunoCAM-t, a széles látószögű kamerát a látható fény megvilágításához, hogy megtalálják a vulkanikus gólyákat, valamint a JIRAM-ot, egy spektrométert és egy képet a közeli infravörös tartományban, hogy az Io termikus emissziós vulkánjait figyelje.

Jövőbeli küldetések

Több missziót terveznek a jovi rendszerbe, és ezek további megfigyeléseket szolgáltathatnak Io-ról.

A Jupiter Icy Moon Explorer ( JUICE ) az Európai Űrügynökség tervezett küldetése a jovi rendszeren, amely várhatóan Ganymede pályájára kerül. A JUICE elindítását 2022-re tervezik, a becsült érkezés a Jupiterbe2029. október. A JUICE nem repül át az Io felett, hanem műszereivel - például keskeny látószögű kamerával - figyeli az Io vulkáni aktivitását és megméri annak felületi összetételét.

Az Europa Clipper a NASA tervezett missziójaa Jovian-rendszerhez, Európára összpontosítva. A JUICE-hoz hasonlóan azEuropa Clipper sem repül át az Io felett, de a távoli vulkánfigyelés valószínű. A szonda indítását 2025-re tervezik, a Jupiterre való megérkezés a 2020-as évek végén vagy 2030-as évek elején, a választott hordozórakétától függően.

Az Io Volcano Observer (IVO) a NASA küldetése a Discovery program keretében . Alacsonyabb költségű misszióra 2026-ban vagy 2028-ban kerül sor. A szonda az Io vizsgálatára összpontosít, és a Hold tíz repülését hajtja végre a Jupiter körüli pályáról a 2030-as évek elejétől.

A kultúrában

A galileai holdak részeként az Io mindig is a tudományos-fantasztikus környezetnek számított, mióta többek között Stanley G. Weinbaum Az őrült hold (1935) is megjelent . Az akkor már becsült méretéből adódóan spekulációk zajlanak a XX .  Század első felének ilyen lehetséges életéről , mint a Fantasztikus Kalandok cellulózmagazinban .

Természetét jobban ismerik a különféle űrkutatási küldetések , a tudományos fantasztikus művek által leírt díszlet fejlődött. Így Ilium (2003), regény Dan Simmons , a mágneses fluxus cső Io használják hiper-gyorsítani űrhajók egész Naprendszer vagy álma Galileo (2009) és 2312 (2012) a Kim Stanley Robinson , ő vulkanikus világként írják le, ahol a láva mindenütt jelen van.

A moziban a hold főleg az olyan filmek fő terepe, mint Jonathan Helpert Io (2019) vagy Peter Hyams Outland ... Far from the Earth (1981) . Szintén 2010-ben: Az első kapcsolat éve (1984) - szintén Peter Hyams rendezésében és 2001 folytatása , Stanley Kubrick Az  űr Odüsszea című filmje (1968) - a Discovery One űrhajó a Jagriter és az Io közötti Lagrange-ponton kering.

Jellegzetes megjelenése miatt olyan videojátékok szintjén is megjelenik, mint a Battlezone (1998), a Halo (2001), a Warframe (2015) vagy a Destiny 2 (2017) .

Megjegyzések és hivatkozások

Megjegyzések

  1. Egyéb paraméterek alapján számított adatok.
  2. Jupiter átmérője körülbelül 140 000  km , távolsága Io-tól pedig átlagosan 420 000  km . A látszólagos méret ezért megéri az arktánt (140 000/420 000) ~ = 18,5 °. A Hold látszólagos mérete a Föld égén körülbelül 0,5 °, vagyis 18,5 ° / 0,5 ° = 37 arány.
  3. Az Io-tól a Jupiter látszólagos területének a Földtől a Hold látszólagos területéhez viszonyított aránya, amely megfelel a korábban kiszámított látszólagos átmérők arányának négyzetének, egy korong területe arányos a négyzettel átmérőjének.
  4. "  Inprimis autem celebrantur tres fœminæ Virgines, quarum furtivo amore Iupiter captus & positus est, videlicet Io Inachi Amnis filia ... Primus à me vocatur Io ... [Io,] Europa, Ganimedes puer, atque Calisto, lascivo nimium perplacuere Jovi .  " - Simon Marius (1614)

Io Galilei után

  1. Lopes és Spencer 2007 , p.  303–340 - „Hát anyag”.
  2. Lopes és Spencer 2007 , p.  89–108 - "Io belseje".
  3. Lopes és Spencer 2007 , p.  194–229. - "Io felületi összetétele".
  4. Lopes és Spencer 2007 , p.  231–264 - „Io légköre”.
  5. Lopes és Spencer 2007 , p.  265–286 - „Az Io semleges felhői, plazma tórusa és magnetoszférikus kölcsönhatásai”.
  6. Lopes és Spencer 2007 , p.  163–192 - "Tollak és lerakódásaik".
  7. Lopes és Spencer 2007 , p.  5–33 - „Az Io felfedezésének története”.
  8. Lopes és Spencer 2007 , p.  35–59 - „Összefoglalás a Galileo misszióról és megfigyelései az Io-ról”.

Általános hivatkozások

  1. (en) "  Planetary Satellite Mean Orbital Parameters  " , Jet Propulsion Laboratory - Solar System Dynamics (hozzáférés : 2009. december 17. ) .
  2. (in) „  Planetary Satellite Physical Parameters  ” , Sugárhajtómű Laboratórium - Naprendszer-dinamika (hozzáférés: 2009. december 17. ) .
  3. (in) Jennifer Blue, "  Bolygó- és műholdnevek és felfedezők  " , USGS2009. november 9
  4. (a) "  PIA01299: a galileai Satellites  " on photojournal.jpl.nasa.gov (elérhető október 16, 2020 )
  5. "  Jovian Satellite Fact Sheet  " , az nssdc.gsfc.nasa.gov címen (hozzáférés : 2020. október 10. )
  6. (en) „  Mélységben | Io  ” , a NASA Naprendszer-felfedezéséről (hozzáférés : 2020. október 15. )
  7. (in) Fabrizio Paita , Alessandra Celletti és Giuseppe Pucacco , "  Element története a Laplace rezonancia: dinamikus megközelítés  " , Astronomy & Astrophysics , vol.  617,2018. szeptember, A35 ( ISSN  0004-6361 és 1432-0746 , DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201832856 , online olvasás , konzultáció 2020. október 16 - án )
  8. NatGeoFrance, "  Io, a Naprendszer vulkanikusabb holdja  " a National Geographic-on ,2019. július 18(megtekintve : 2020. október 24. )
  9. (en) SJ Peale et al. , „  Io megolvadása árapály-szóródással  ” , Science , vol.  203,1979, P.  892–894 ( DOI  10.1126 / tudomány.203.4383.892 ).
  10. Olivier Esslinger , "  Les force de marée - Astronomie et Astrophysique  " (hozzáférés : 2020. október 16. )
  11. (in) CF Yoder és mtsai. , „  Hogyan mozgatja az árapályfűtés az Io-ban a galilei orbitális rezonanciazárakat  ” , Nature , vol.  279, n o  5716,1979, P.  767–770 ( DOI  10.1038 / 279767a0 , Bibcode  1979Natur.279..767Y )
  12. (hu-USA) Joshua Sokol : „  Ez a világ egy forró pokolvilág. Figyelték a robbanásait. (Megjelent 2019)  ” , The New York Times ,2019. június 26( ISSN  0362-4331 , online olvasás , konzultáció 2020. október 10 - én )
  13. (in) "  Solar System Small World Fact Sheet  " a nssdc.gsfc.nasa.gov oldalon (hozzáférés: 2020. október 16. )
  14. (in) PC Thomas , ME Davies , TR Colvin és J. Oberst , "  The Shape of Io from Galileo Measurements Limb  " , Icarus , vol.  135, n o  1,1 st szeptember 1998, P.  175–180 ( ISSN  0019-1035 , DOI  10.1006 / icar.1998.5987 , online olvasás , hozzáférés : 2020. október 10. )
  15. (in) "  A Naprendszer legnagyobb természetes műholdjának listája  " , a www.jagranjosh.com oldalon ,2018. november 6(megtekintve : 2020. október 24. )
  16. (in) "  Galilean Satellites  " az abyss.uoregon.edu oldalon (hozzáférés: 2020. október 24. )
  17. Krupp , p.  o. 281–306 - „A galilei műholdak belső összetétele, szerkezete és dinamikája”.
  18. (en) JD Anderson és mtsai. , „  Io gravitációs mezője és belső szerkezete  ” , J. Geophys. Res. , vol.  106, n o  E12,2001, P.  32963–32969 ( DOI  10.1029 / 2000JE001367 , Bibcode  2001JGR ... 10632963A )
  19. (en) MG Kivelson és mtsai. , "  Mágnesezett vagy mágnesezett: a kétértelműség továbbra is fennáll, miután Galileo 1999-ben és 2000-ben találkozott Io-val  " , J. Geophys. Res. , vol.  106, n o  A11,2001, P.  26121–26135 ( DOI  10.1029 / 2000JA002510 , Bibcode  2001JGR ... 10626121K )
  20. (en) F. Sohl és mtsai. , „A  Galileo-megfigyelések következményei a galilei műholdak belső szerkezetére és kémiájára  ” , Icarus , vol.  157, n o  1,2002, P.  104–119 ( DOI  10.1006 / icar.2002.6828 , Bibcode  2002Icar..157..104S )
  21. (in) OLKuskov és VA Kronrod, "  Core méretű és belső szerkezete a Föld és a Jupiter műholdak  " , Icarus , vol.  151, n o  22001, P.  204–227 ( DOI  10.1006 / icar.2001.6611 , Bibcode  2001Icar..151..204K )
  22. (in) RA Kerr, "A  mágneses pont a Magma-óceánra van Io  " , Science , vol.  327, n °  5964,2010, P.  408–409 ( PMID  20093451 , DOI  10.1126 / tudomány.327.5964.408-b )
  23. (in) "A  NASA Galileo feltárja a Magma-óceánt a Jupiter holdjának felszíne alatt  " , Science Daily ,2011. május 12( online olvasás )
  24. (in) J. Perry, "  Science: Io indukált mágneses mező és Elfújta a szél Magma-óceáni  " , a Gish Bar Times ,2010. január 21
  25. (in) WL Jaeger és mtsai. , „  Orogén tektonizmus az Io-on  ” , J. Geophys. Res. , vol.  108, n o  E82003, P.  12–1 ( DOI  10.1029 / 2002JE001946 , Bibcode  2003JGRE..108.5093J )
  26. (en) "  Árapályfűtés oktatóanyag  " , a tobyrsmith.github.io címen (hozzáférés : 2020. október 15. )
  27. (in) "  Bolygóközi apály | Science Mission Directorate  ” , a science.nasa.gov címen (hozzáférés : 2020. október 10. )
  28. (en) WB Moore, „  Árapályfűtés és konvekció Io-ban  ” , Journal of Geophysical Research , vol.  108, n o  E82003. augusztus, P.  5096 ( DOI  10.1029 / 2002JE001943 , Bibcode  2003JGRE..108.5096M , online olvasás )
  29. (en) V. Lainey és mtsai. , „  Erős árapály-szórás Io-ban és Jupiterben asztrometrikus megfigyelésekből  ” , Nature , vol.  459, n o  7249,2009, P.  957–959 ( PMID  19536258 , DOI  10.1038 / nature08108 , Bibcode  2009Natur.459..957L )
  30. (en) Bill Steigerwald , '  ' Misplaced „vulkánok Jupiter Hold Io  " , a NASA ,2015. augusztus 13(megtekintve : 2020. október 10. )
  31. (in) Tricia Talbert , "  A tudósok az Io: A vulkánok rossz helyen  " , a NASA ,2015. március 19(megtekintve : 2020. október 10. )
  33. (in) Sarah Lewin "  magma óceán Jupiter Hold Io Volcano megoldhatja a Mystery  " a Space.com ,2015. szeptember 14(megtekintés : 2020. október 15. )
  34. (in) "  Cassini megtalálja a globális óceánt a Szaturnusz Hold Enceladusában  " a NASA / JPL-n (hozzáférés: 2020. október 10. )
  35. (in) "  PIA09257 Io in Motion  " a photojournal.jpl.nasa.gov webhelyen (megtekintve: 2020. október 10. )
  36. (in) "  Dating Planetary Surfaces  " a courses.lumenlearning.com webhelyen (elérhető: 2020. október 16. )
  37. (en) BA Smith et al. , „  A Jupiter rendszer a Voyager 1 szemével  ” , Science , vol.  204,1979, P.  951–972 ( DOI  10.1126 / tudomány.204.4396.951 ).
  38. (in) RG Strom és mtsai. , „  A vulkánkitörés az Io-ra zuhan  ” , Nature , vol.  280,1979, P.  733-736 ( DOI  10.1038 / 280733a0 ).
  39. (in) Mike Wall, "  belső tűz süt Jupiter Io hold Pizza  " a Space.com ,2011. május 12(megtekintve : 2020. október 10. )
  40. (hu-USA) "  Nem fogod elhinni, hogy mi történik a Jupiter holdján vulkánokat készíteni  " , a KQED-en (megtekintés : 2020. október 10. )
  41. (in) A Morabito , "  A vulkáni tevékenység felfedezése Io. Történelmi Szemle  ” , arXiv: 1211.2554 [astro-ph, fizika: fizika] ,2012. november 12( online olvasás , konzultáció 2020. október 10 - én )
  42. (en) EE Barnard, „  A Jupiter első műholdjának sötét pólusain és világos egyenlítői övén  ” , a Royal Astronomical Society havi közleményei , vol.  54, n o  3,1894, P.  134–136 ( DOI  10.1093 / mnras / 54.3.134 , Bibcode  1894MNRAS..54..134B )
  43. (in) "  Plume of Io  " , a NASA Naprendszer-kutatásában (megtekintés: 2020. október 16. )
  44. (en) J. Spencer és mtsai. , "  A gáznemű S2 felfedezése Io Pele Plume-jában  " , Science , vol.  288, n o  5469,2000, P.  1208–1210 ( PMID  10817990 , DOI  10.1126 / science.288.5469.1208 , Bibcode  2000Sci ... 288.1208S )
  45. (in) S. Douté és mtsai. , „  Geológia és aktivitás a vulkánok körül az Io-n a NIMS elemzéséből  ” , Icarus , vol.  169, n o  1,2004, P.  175–196 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2004.02.001 , Bibcode  2004Icar..169..175D )
  46. (en) Michael A. Seeds és Dana E. Backman , The Solar System , 8.,2012( ISBN  9781133713685 ) , p.  514
  47. (in) "  Io Atmosphere / Reduction, 5. o.  " A earthweb.ess.washington.edu oldalon
  48. (in) "  PIA02505: Close-up of Prometheus, Io  " , a photojournal.jpl.nasa.gov oldalon (hozzáférés: 2020. október 16. )
  49. (en) "  Planetary Names: Nomenclature Io  " , a planetarynames.wr.usgs.gov címen (hozzáférés : 2020. október 7. )
  50. (en) USGS - Planetary Nomenclature Gazetteer, „  Planetary Names: Categories (Themes) for Naming Features on Planets and Satellites  ”, a planetarynames.wr.usgs.gov címen (hozzáférés : 2020. október 7. )
  51. (in) "  Galileo misszió vége  " a www.jpl.nasa.gov oldalon (hozzáférés: 2020. október 14. )
  52. (in) "  Naprendszerünk aktív vulkánjai  " , a geology.com oldalon (hozzáférés: 2020. október 23. )
  53. (en) Rosaly M. C Lopes , Lucas W Kamp , William D Smythe és Peter Mouginis-Mark : „  Lava tavak Io-n: Io vulkáni tevékenységének megfigyelései a Galileo NIMS-től a 2001-es repülések során  ” , Icarus , különszám: Io Galileo után, vol.  169, n o  1,1 st május 2004, P.  140–174 ( ISSN  0019-1035 , DOI  10.1016 / j.icarus.2003.11.013 , online olvasás , hozzáférés : 2020. október 16. )
  54. (in) Steven M. Battaglia (március 2019). „A Jökulhlaup-szerű modell a másodlagos kénáramlásokhoz az Io-on” az 50. hold- és bolygótudományi konferencián. 2019. március 18–22. The Woodlands, Texas. . 
  55. (in) L. Keszthelyi et al. , „  Új becslések az Io-kitörési hőmérsékletekre: következmények a belső térre  ” , Icarus , vol.  192, n o  22007, P.  491–502 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2007.07.008 , Bibcode  2007Icar..192..491K , online olvasás )
  56. (in) "  PIA09665: Tvashtar in Motion  " on photojournal.jpl.nasa.gov (elérhető október 10, 2020 )
  57. (in) FL Roesler, HW Moos, RJ és RC Oliversen Woodward, Jr., "  Io légkörének távoli ultraibolya képalkotó spektroszkópiája HST / STIS-szel  " , Science , vol.  283, n o  54001999. január, P.  353–357 ( PMID  9888844 , DOI  10.1126 / science.283.5400.353 , Bibcode  1999Sci ... 283..353R )
  58. (in) PE Geissler, AS McEwen, W. Ip és JS Belton, "  Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io  " , Science , vol.  285, n o  5429,1999. augusztus, P.  870–874 ( PMID  10436151 , DOI  10.1126 / science.285.5429.870 , Bibcode  1999Sci ... 285..870G , online olvasás )
  59. (in) Steven M. Battaglia, Michael A. Stewart és Susan W. Kieffer, "  Io teotermikus (kén) - Pele magmaellátásának kénoldhatósági modellezéséből következtetett litoszféra ciklus  " , Icarus , vol.  235,2014. június, P.  123–129 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2014.03.019 , Bibcode  2014Icar..235..123B )
  60. (in) Steven M. Battaglia (március 2015). „Io: A szulfidcseppek nukleációjának szerepe a pele típusú vulkanizmusban” a 46. ​​hold- és bolygótudományi konferencián. 2015. március 16–20. The Woodlands, Texas. . 
  61. (in) AS McEwen és LA Soderblom, "  A vulkanikus toll két osztálya Io  " , Icarus , vol.  55, n o  21983. augusztus, P.  197–226 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (83) 90075-1 , Bibcode  1983Icar ... 55..191M )
  62. (en) D. Radebaugh és mtsai. , "  Paterae on Io: Új típusú vulkanikus kaldera?  » , J. Geophys. Res. , vol.  106, n o  E12,2001, P.  33005–33020 ( DOI  10.1029 / 2000JE001406 , Bibcode  2001JGR ... 10633005R , online olvasás )
  63. (in) L. Keszthelyi et al. , „  Post-Galileo view of Io's Interior  ” , Icarus , vol.  169, n o  1,2004, P.  271–286 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2004.01.005 , Bibcode  2004Icar..169..271K , online olvasás )
  64. (in) David Williams, Jani Radebaugh László Keszthelyi és Alfred S. McEwen, "  Io Chac-Camaxtli területének geológiai térképezése a Galileo képalkotó adatokból  " , Journal of Geophysical Research , vol.  107, n o  E92002, P.  5068 ( DOI  10.1029 / 2001JE001821 , Bibcode  2002JGRE..107.5068W , online olvasás )
  65. Laurent Sacco , „  Loki, az Io hold legerősebb vulkánjának kell kitörnie  ” , a Futurán (megtekintve : 2020. október 16. )
  66. (in) "  Galileo Sees Io Erupt  " on NASA Solar System Exploration (megtekintés: 2020. október 16. )
  67. (a) Jason Perry et al. , „  Gish Bar Patera, Io: geológia és vulkáni tevékenység, 1996-2001  ” , Hold- és bolygótudomány XXXIV .2003, P.  2 ( online olvasás )
  68. (en) J. Radebaugh et al. , „  Io Pele Patera megfigyelései és hőmérséklete Cassini és Galileo űrhajók képeiről  ” , Icarus , vol.  169, n o  1,2004, P.  65–79 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2003.10.019 , Bibcode  2004Icar..169 ... 65R )
  69. (in) RR Howell és RMC Lopes, "  A vulkáni tevékenység jellege a Lokiban: Insights from Galileo NIMS and PPR data  " , Icarus , vol.  186, n o  22007, P.  448–461 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2006.09.022 , Bibcode  2007Icar..186..448H )
  70. (en) Keszthelyi L. és mtsai. , „  Képalkotás a vulkanikus tevékenységről a Jupiter Io holdján, Galileo a Galileo Europa misszió és a Galileo Millennium misszió során  ” , J. Geophys. Res. , vol.  106, n o  E12,2001, P.  33025–33052 ( DOI  10.1029 / 2000JE001383 , Bibcode  2001JGR ... 10633025K )
  71. (en) AS McEwen és mtsai. , „  Magas hőmérsékletű szilikát vulkanizmus a Jupiter holdján Io  ” , Science , vol.  281, n o  5373,1998, P.  87–90 ( PMID  9651251 , DOI  10.1126 / science.281.5373.87 , Bibcode  1998Sci ... 281 ... 87M , online olvasás )
  72. Morrison és Matthews 1982 , p.  598-599.
  73. (in) Jason Perry , "  Boösaule Montes  " a www.gishbartimes.org oldalon (hozzáférés: 2020. október 11. )
  74. (en) Paul Schenk , Hargitai Henrik , Ronda Wilson és Alfred McEwen : „  Az Io hegyei: Globális és geológiai perspektívák a Voyager és a Galileo-ból  ” , Journal of Geophysical Research: Planets , vol.  106, n o  E12,2001, P.  33201–33222 ( ISSN  2156-2202 , DOI  10.1029 / 2000JE001408 , online olvasás , hozzáférés : 2020. október 11. )
  75. (in) Abigail Beall , "  hegység egyetlen Io keresztül kialakított mechanizmus  " a Mail Online ,2016. május 16(megtekintve : 2020. október 11. )
  76. (in) "  PSR Discoveries: Mountains on Io  " , a www.psrd.hawaii.edu oldalon (hozzáférés: 2020. október 14. )
  77. (in) GD Clow és H. Carr, "A  kénlejtők stabilitása Io  " , Icarus , vol.  44, n o  21980, P.  268–279 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (80) 90022-6 , Bibcode  1980Icar ... 44..268C )
  78. (en) PM Schenk és MH Bulmer, „  Hegyek eredete az Io-on a hibás és nagy tömegű tömegmozgások által  ” , Science , vol.  279, n o  5356,1998, P.  1514–1517 ( PMID  9488645 , DOI  10.1126 / science.279.5356.1514 , Bibcode  1998Sci ... 279.1514S , online olvasás )
  79. (in) WB McKinnon és mtsai. , „  Káosz az Io-on: Hegytömbök kialakulásának modellje kéregmelegítéssel, olvadással és megdöntéssel  ” , Geology , vol.  29, n o  22001, P.  103–106 ( DOI  10.1130 / 0091-7613 (2001) 029 <0103: COIAMF> 2.0.CO; 2 , Bibcode  2001Geo .... 29..103M , online olvasható )
  80. (in) PJ Tackley, "  Konvekció az Io asztenoszférájában: Az egyenetlen árapályfűtés újraeloszlása ​​átlagos áramlásokkal  " , J. Geophys. Res. , vol.  106, n o  E12,2001, P.  32971–32981 ( DOI  10.1029 / 2000JE001411 , Bibcode  2001JGR ... 10632971T )
  81. (in) "  Tohil Mons, Io  " , a www.jpl.nasa.gov oldalon (hozzáférés: 2020. október 14. )
  82. (en) PM Schenk, RR Wilson és AG Davies, „  Pajzs vulkán domborzata és a lávafolyások reológiája az Io-on  ” , Icarus , vol.  169, n o  1,2004, P.  98–110 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2004.01.015 , Bibcode  2004Icar..169 ... 98S )
  83. (en) Jeffrey M. Moore , Robert J. Sullivan , Frank C. Chuang és James W. Head , „  Landform degradation and leple process on Io: The Galileo view  ” , Journal of Geophysical Research: Planets , vol.  106, n o  E12,2001, P.  33223–33240 ( ISSN  2156-2202 , DOI  10.1029 / 2000JE001375 , online olvasás , hozzáférés : 2020. október 16. )
  84. (in) "  PIA01637: Io's Aurorae  " a photojournal.jpl.nasa.gov oldalon (hozzáférés: 2020. október 16. )
  85. Krupp , p.  3-4.
  86. (in) A. Moullet és mtsai. , „  SO2, SO, NaCl egyidejű feltérképezése Io légkörében a Submillimeter Array-vel  ” , Icarus a sajtóban , n o  1,2010, P.  353–365 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2010.02.009 , Bibcode  2010Icar..208..353M , online olvasás )
  87. (hu-USA) „  Alien Moons Could Dry Cake from Young Gas Giants 'Hot Glow  ” , az Asztrobiológia Magazinból ,2014. március 6(megtekintés : 2020. október 16. )
  88. (hu-USA) "  Az élet esélye az Io-n  " , az Asztrobiológia Magazinban ,2010. június 10(megtekintés : 2020. október 16. )
  89. (en) AC Walker és mtsai. , „  Az Io szublimáció által vezérelt légkörének átfogó numerikus szimulációja  ” , Icarus , in, vol.  Press, n o  1,2010, P.  409-432 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2010.01.012 , Bibcode  2010Icar..207..409W )
  90. (en) AC Spencer és mtsai. , "  Nagy hosszanti aszimmetriák közepes infravörös detektálása az Io SO 2 -jébenlégkör  ” , Icarus , vol.  176, n o  22005, P.  283–304 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2005.01.019 , Bibcode  2005Icar..176..283S , online olvasás )
  91. (in) JC Pearl és mtsai. , "  Azonosítása gáznemű SO 2és az Io egyéb gázainak új felső határai  ” , Nature , vol.  288,1979, P.  757–758 ( DOI  10.1038 / 280755a0 ).
  92. (en) SM Krimigis et al. , „  A Jupitert körülvevő Io-ból származó köd  ” , Nature , vol.  415, n o  68752002, P.  994–996 ( PMID  11875559 , DOI  10.1038 / 415994a , Bibcode  2002Natur.415..994K , online olvasás )
  93. Krupp , p.  5-7.
  94. (en) LM EAGF et al. , "  Io napközbeni SO 2légkör  ” , Icarus , vol.  201, n o  22009, P.  570–584 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2009.01.029 , Bibcode  2009Icar..201..570F )
  95. (a) John Spencer, "  Aloha, Io  " , Planetary Society Blog , Planetary Society,2009. június 8
  96. (in) "  PIA09354 Io a 2. napfogyatkozásban  " a photojournal.jpl.nasa.gov oldalon (elérve 2020. október 9. )
  97. (en) CCC Tsang, JR Spencer, E. Lellouch és MA Lopez-Valverde, „  Io elsődleges légkörének összeomlása a Jupiter-napfogyatkozásban  ” , Journal of Geophysical Research: Planets , vol.  121, N o  8,2016. augusztus 2, P.  1400–1410 ( DOI  10.1002 / 2016JE005025 , Bibcode  2016JGRE..121.1400T , online olvasás )
  98. (en) CH Moore és mtsai. , „  Io légköri összeomlásának és reformációjának 1-D DSMC szimulációja a napfogyatkozás alatt és után  ” , Icarus , vol.  201, n o  22009, P.  585–597 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2009.01.006 , Bibcode  2009Icar..201..585M )
  99. (in) Imke de Pater , Statia Luszcz-Cook , Patricio Rojo és Erin Szőlőrigó , "  ALMA megfigyelései Io Megy és jön ki Eclipse  " , arXiv: 2.009,07729 [asztro-ph] ,2020. szeptember 16, P.  37 ( online olvasás , konzultáció 2020. október 24 - én )
  100. (in) FP Fanale, WB Banerdt és DP Cruikshank, "  Io: Lehetséges az SO2 kondenzáció / szublimáció, mert a jelentett néha a napfogyatkozás utáni felderülés?  ” , Geophysical Research Letters , vol.  8, n o  6,1981. június, P.  625–628 ( DOI  10.1029 / GL008i006p00625 , Bibcode  1981GeoRL ... 8..625F )
  101. (in) Robert M. Nelson, Arthur L. Lane, Michael E. Morrill és Brad D. Wallis, "  A Jupiter Io műholdjának fényereje az Eclipse-ből való kilépés után: Válogatott megfigyelések 1981-1989  " , Icarus , vol.  101, n o  21993. február, P.  223–233 ( DOI  10.1006 / icar.1993.1020 , Bibcode  1993Icar..101..223N )
  102. (in) J. Veverka, D. Simonelli, P. Thomas és D. Morrison, "A  Voyager posteclipse brightening is Io keresése  " , Icarus , vol.  47, n o  1,1981. július, P.  60–74 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (81) 90091-9 , Bibcode  1981Icar ... 47 ... 60V )
  103. (in) James J. Secosky és Michael Potter, "  A Hubble Űrteleszkóp tanulmány posteclipse fényesítő és albedó csere Io  " , Icarus , vol.  111, n o  1,1994. szeptember, P.  73–78 ( DOI  10.1006 / icar.1994.1134 , Bibcode  1994Icar..111 ... 73S )
  104. (in) Giancarlo Bellucci, E. D'Aversa, V. Formisano és D. Cruikshank, "  Cassini / VIMS observations of Io year post-eclipse brightening event  " , Icarus , vol.  172, n o  1,2004. november, P.  141–148 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2004.05.012 , Bibcode  2004Icar..172..141B )
  105. (in) Robert Crowe, "  SwRI űrkutatók Figyeljük Io légköri összeomlását Eclipse  " , Southwest Research Institute,2016. augusztus 2(megtekintve : 2018. október 4. )
  106. (in) Sarah Lewin, "  Jupiter vulkáni Hold IO összecsukló Atmosphere  " a Space.com ,2016. augusztus 3(megtekintve : 2020. október 9. )
  107. (in) "  A Polar Aurora titkai  " a pwg.gsfc.nasa.gov oldalon (hozzáférés: 2020. október 15. )
  108. (in) Nola Taylor Redd, "  Auroras a Jupiter vulkánjából, a Hold világít a fényében  " a Space.com- on ,2017. április 13(megtekintés : 2020. október 15. )
  109. (en) KD Retherford et al. , „  Io egyenlítői foltjai: a semleges UV-emissziók morfológiája  ” , J. Geophys. Res. , vol.  105, n o  A12,2000, P.  27 157–27 165 ( DOI  10.1029 / 2000JA002500 , Bibcode  2000JGR ... 10527157R )
  110. (in) J. Spencer, "  John Spencer Csillagászati Képi  " (elérhető május 25, 2007 )
  111. (in) Renee Prange , Daniel Rego , David Southwood és Philippe Zarka , "  Rapid energiaelnyelő és változatossága lo-Jupiter elektrodinamikus rendszer  " , Nature , vol.  379, n °  6563,1996. január, P.  323–325 ( ISSN  1476-4687 , DOI  10.1038 / 379323a0 , online olvasás , hozzáférés : 2020. október 15. )
  112. (in) CK Goertz és PA Deift , "  Io interakciója a magnetoszférával  " , Planetary and Space Science , vol.  21, n o  8,1 st augusztus 1973, P.  1399-1415 ( ISSN  0032-0633 , DOI  10.1016 / 0032-0633 (73) 90232-8 , olvasható online , elérhető október 15, 2020 )
  113. (en) F. Postberg és mtsai. , „  A jovi poráram-részecskék összetétele  ” , Icarus , vol.  183, n o  1,2006, P.  122–134 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2006.02.001 , Bibcode  2006Icar..183..122P )
  114. (en) MH Burger és mtsai. , „  Galileo közeli képe az Io-nátrium- sugárról  ” , Geophys. Res. Lett. , vol.  26, n o  22,1999, P.  3333–3336 ( DOI  10.1029 / 1999GL003654 , Bibcode  1999GeoRL..26.3333B , online olvasható )
  115. (in) "A  NASA kozmosza - adagolócső és plazmatorus  " az ase.tufts.edu oldalon (elérhető: 2020. október 15. )
  116. (en) B. Bonfond , S. Hess , J. -C. Gérard és D. Grodent : „  Az Io lábnyomfényességének alakulása I: Távol-UV megfigyelések  ” , Bolygó- és Űrtudomány , légkörei, a külső bolygók, műholdjaik és gyűrűrendszereik magnetoszférái és felületei: IX . Rész, vol.  88,1 st november 2013, P.  64–75 ( ISSN  0032-0633 , DOI  10.1016 / j.pss.2013.05.023 , online olvasás , hozzáférés : 2020. október 9. )
  117. Jean Etienne Futura , „  Etranges interactions entre Io et Jupiter  ” , sur Futura (megtekintve : 2020. október 9. )
  118. (in) EK Bigg, "  Az Io műhold hatása a Jupiter decametrikus kérdése volt  " , Nature , vol.  203, n o  49491964, P.  1008–1010 ( DOI  10.1038 / 2031008a0 , Bibcode  1964Natur.203.1008B )
  119. (en) M. Seufert, „  Plazma kölcsönhatás és indukált mágneses mezők a galilei holdakon  ” , AGU őszi értekezlet összefoglalói ,2011. december( online olvasás )
  120. (in) Mario Seufert , Joachim Saur és Mr. Fritz Neubauer , "  Multi-frekvenciás elektromágneses véleményező a Galilei holdak  " , Icarus , vol.  214, n o  22011. augusztus, P.  477 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2011.03.017 , online olvasás , hozzáférés : 2020. október 15. )
  121. (in) Kelli March , "  410 évvel ezelőtt: Galileo felfedezi a Jupiter holdjait  " a NASA-n ,2020. január 7(megtekintés : 2020. október 15. )
  122. (en) Albert Van Helden , „  The Galileo Project / Science / Simon Marius  ” , Rice University,2004. január 14
  123. (in) "  Simon Mayr - Életrajz  " a matematikáról (hozzáférés: 2020. október 15. )
  124. (La) Simon Marius, „  Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici  ” , The Observatory , vol.  39,1614, P.  367 ( Bibcode  1916Obs .... 39..367. , Olvassa el online )
  125. (in) Albert Van Helden , "  Műholdak Jupiter  " a galileo.rice.edu ,1995
  126. (it) Claudio Marazzini , "  I iomi dei satelliites di Giove: da Galileo a Simon Marius  " , Lettere Italiane , vol.  57, n o  3,2005, P.  391–407 ( JSTOR  26267017 )
  127. (in) "  Io: Overview  " , NASA (hozzáférés: 2012. március 5. )
  128. (in) EE Barnard, "  A Jupiter bolygó és szatellitjeinek megfigyelései 1890-ben a Lick Obszervatórium 12 hüvelykes Equatorialjával  " , a Royal Astronomical Society havi értesítései , Vol.  51, n o  9,1891, P.  543–556 ( DOI  10.1093 / mnras / 51.9.543 , Bibcode  1891MNRAS..51..543B )
  129. Morrison és Matthews 1982 , p.  1. rész, p. 649.
  130. (in) DJ Williams , BH Mauk , RE McEntire és EC Roelof , "  Ionnál és tórusában mért elektronnyalábok és ionösszetétel  " , Science , vol.  274, n o  5286,1996. október 18, P.  401-403 ( ISSN  0036-8075 és 1095-9203 , PMID  8832885 , DOI  10.1126 / science.274.5286.401 , online olvasás , hozzáférés 2020. október 23. )
  131. (in) "  ARVAL - A Naprendszer klasszikus műholdai  " , a www.oarval.org oldalon (hozzáférés: 2020. október 15. )
  132. (in) JJ O'Connor és EF Robertson, "  Longitude and the Académie Royale  " , St. Andrews Egyetem ,1997(megtekintés : 2009. december 17. )
  133. (en) ESO, "  Io  " , www.eso.org (hozzáférés : 2020. október 8. ).
  134. (in) T. Dobbins és W. Sheehan, "  A Jupiter holdtojásának története  " , Sky & Telescope , Vol.  107, n o  1,2004, P.  114–120 ( online olvasás )
  135. (in) RB Minton , "  Az Io vörös sarki sapkái  " , a Lunáris és Bolygó Laboratórium közleményei , vol.  10,1973, P.  35–39 ( összefoglaló ).
  136. (in) T. Lee , "  Galilei műholdak spektrális albedója  " , a Hold- és Bolygólaboratórium közleményei , vol.  9, n o  3,1972, P.  179–180 ( összefoglaló ).
  137. (en) FP Fanale és mtsai. , "  Io: Felszíni evaporit lerakódás?  » , Science , vol.  186, n o  4167,1974, P.  922–925 ( DOI  10.1126 / science.186.4167.922 ).
  138. (in) "A  Hubble rákattint a Jupiteren átterjedő Io képeire  " a HubbleSite.org oldalon (hozzáférés: 2020. október 11. )
  139. (en) F. Marchis és mtsai. , „  Keck AO felmérés az Io globális vulkanikus aktivitásáról 2 és 5 μm között  ” , Icarus , vol.  176, n o  1,2005, P.  96–122 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2004.12.014 , Bibcode  2005Icar..176 ... 96M )
  140. (en) "  The Jovian Moon Io  " , a sci.esa.int oldalon ,1 st október 1992(megtekintés : 2020. október 15. )
  141. (in) "  Pioneer 10 & 11  " a solarviews.com webhelyen (hozzáférés: 2020. november 7. )
  142. (en) RO Fimmel és mtsai. , „  SP-349/396 PIONEER ODYSSEY - Először a Külső Naprendszerbe  ” , NASA,1977.
  143. (in) Tartalmi NASA rendszergazda , "  The Pioneer Missions  " a NASA-n ,2015. március 3(megtekintés : 2020. október 15. )
  144. (en) JD Anderson és mtsai. , „  A Jupiter rendszer gravitációs paraméterei a Pioneer 10 Doppler-nyomon követéséből  ” , Science , vol.  183, n o  4122,1974, P.  322-323 ( PMID  17821098 , DOI  10,1126 / science.183.4122.322 , Bibcode  1974Sci ... 183..322A )
  145. (in) "  PIA00327: Io, a Dél-sarkvidék  " a photojournal.jpl.nasa.gov oldalon (hozzáférés: 2020. október 11. )
  146. (in) "  Voyager Mission Description  " , NASA PDS gyűrűk csomópont ,1997. február 19.
  147. (en) LA Morabito et al. , „  A jelenleg aktív földönkívüli vulkanizmus felfedezése  ” , Science , vol.  204,1979, P.  972 ( DOI  10.1126 / tudomány.204.4396.972 ).
  148. (en) LA Söderblom, et al. , „  Az Io spektrofotometriája: előzetes Voyager 1 eredmények  ” , Geophys. Res. Lett. , vol.  7,1980, P.  963–966 ( DOI  10.1029 / GL007i011p00963 ).
  149. (in) AL Broadfoot és mtsai. , „  Extrém ultraibolya megfigyelések a Voyager 1-től a Jupiterrel való találkozás során  ” , Science , vol.  204,1979, P.  979–982 ( DOI  10.1126 / tudomány.204.4396.979 ).
  150. Morrison és Matthews 1982 , p.  588 - "Vulkánkitörés zuhan az Io-ra".
  151. (in) "  PIA01667: Io Pele Hemisphere After Pillan Changes  " a photojournal.jpl.nasa.gov oldalon (hozzáférés: 2020. október 11. )
  152. (in) "  Galileo - mélységben  " a Naprendszer-feltárás NASA-n (hozzáférés: 2020. október 15. )
  153. (in) JD Anderson , "  Galileo gravitációs eredmények és az Io belső szerkezete  " , Science , vol.  272,1996, P.  709–712 ( DOI  10.1126 / science.272.5262.709 ).
  154. (in) CC Porco , "  Cassini képalkotás a Jupiter légköréről, műholdakról és gyűrűkről  " , Science , vol.  299,2003, P.  1541–1547 ( DOI  10.1126 / tudomány.1079462 ).
  155. (in) "  PIA09355 Io Surface Changes  " a photojournal.jpl.nasa.gov webhelyen (megtekintve: 2020. október 11. )
  156. (in) Tricia Talbert , "  New Horizons: az első küldetés a Pluto rendszer és a Kuiper-öv  " , a NASA ,2015. március 25(megtekintés : 2020. október 15. )
  157. (in) JR Spencer és mtsai. , „Az  Io vulkanizmusa, amelyet a New Horizons látott: A Tvashtar vulkán jelentős kitörése  ” , Science , vol.  318, n o  5848,2007, P.  240–243 ( PMID  17932290 , DOI  10.1126 / science.1147621 , Bibcode  2007Sci ... 318..240S , online olvasás )
  158. (in) "A  New Horizons látja, hogy az Io kitör!  » , On The Planetary Society (hozzáférés : 2020. október 15. )
  159. (in) Tony Greicius, "  Juno - A küldetés áttekintése  " , NASA ,2015. szeptember 21(megtekintve : 2020. február 14. )
  160. Laurent Sacco , "  A Juno-szonda egy kitörő vulkánt figyel meg az Io-n, a Jupiter holdján  " , a Futurán (megtekintve : 2020. október 15. )
  161. (in) Scott Bolton, "  Juno OPAG Report  " ,2020. szeptember 2(megtekintés : 2020. augusztus 31. )
  162. (in) Paul Scott Anderson, "  New Juno képek Io vulkánjai tüzes  " , EarthSky ,2019. január 6(megtekintve : 2020. február 14. )
  163. (en) A. Mura és mtsai. , „  Io infravörös megfigyelései Junoból  ” , Icarus , vol.  341,2020( DOI  10.1016 / j.icarus.2019.113607 )
  164. "  Misszió  " , a juice.cnes.fr webhelyen (hozzáférés : 2020. október 15. )
  165. (in) "Az  ESA eszközöket választ a Jupiter jeges holdak felfedezéséhez  " a sci.esa.int oldalon ,2013. február 21(megtekintés : 2020. október 15. )
  166. (in) Jonathan Amos, "  Esa kiválasztja 1 milliárd eurós szonda a Jupiter Juice  " , BBC News ,2012. május 2( online olvasás )
  167. (in) Cynthia BP Phillips , Robert T. Pappalardo és mtsai. , „  Europa Clipper Mission Concept: Exploring Jupiter's Ocean Moonn  ” , Eos, Transaction American Geophysical Union , vol.  95, n o  20,2014. május 20, P.  165–167 ( online olvasás )
  168. (in) "  Europa: Hogyan kevesebb lehet több  " a Planetary Society-n (hozzáférés: 2020. október 15. )
  169. (in) Bob Pappalardo és Barry Goldstein, "  Europa Clipper Update OPAG: szeptember 11, 2018  " , Jet Propulsion Laboratory ,2018. szeptember 11
  170. (in) A. McEwen és IVO csapat (2020). „  Io vulkánmegfigyelő (IVO): Van-e az Io-nak Magma-óceánja?  Az 51. hold- és bolygótudományi konferencián . 2020. március 16–20. The Woodlands , Texas . . 
  171. (in) "  Io vulkánmegfigyelő (IVO)  " az űrkutatásról és a bolygótudományról (WP) ,2016. július 7(megtekintés : 2020. október 15. )
  172. (in) Alfred McEwen , Elizabeth teknős , Kenneth Hibbard és Edward Reynolds , "  Io Volcano Observer (IVO): olcsó utazás a külső Naprendszer  " , Acta Astronautica , vol.  93,1 st január 2014, P.  539-544 ( ISSN  0094-5765 , DOI  10.1016 / j.actaastro.2012.05.028 , online olvasás , hozzáférés : 2020. október 15. )
  173. (in) "  Az őrült hold  " a gutenberg.net.au webhelyen (hozzáférés: 2020. október 15. )
  174. (in) "  Megjelent: Fantastic Adventures, 1940. május  " , a www.isfdb.org oldalon (hozzáférés: 2020. október 15. )
  175. Dan Simmons , Ilium , Robert Laffont Group,2012. április 26( ISBN  978-2-221-13152-7 , online olvasás ) :

    "Hihetetlenül koncentrált mágneses tolóerővel ellátott bicorn henger, az úgynevezett Io fluxuscső." "
  176. (in) "  Galilei álma | KimStanleyRobinson.info  ” , a www.kimstanleyrobinson.info oldalon (elérhető : 2020. október 15. )
  177. Paris Match, "  Jonathan Helpert, az" IO "igazgatója:" A Netflix több kockázatot vállal "  " , a parismatch.com oldalon (elérhető: 2020. október 15. )
  178. "  Outland ... messze a Földtől Peter Hyams - (1981) - sci-fi film  " (megtekintve : 2020. október 15. )
  179. DoctorSF , "  Peter Hyams első kapcsolatfelvételének éve (1984) - Zoom SciFi-Movies  " , a Scifi-Filmekről (megtekintve : 2020. október 15. )
  180. (a) S. Tóbiás, Halo Encyclopedia: a végleges útmutató a Halo univerzum , Dorling Kindersley,2009( ISBN  978-0-7566-5549-5 , 0-7566-5549-8 és 978-1-4053-4743-3 , OCLC  465094587 , online olvasható ) , p.  293
  181. (en-US) Sam Machkovech , „  Destiny 3 soha nem létezik - e célból a sorozat törölje a régebbi kampány tartalom  ” , a Ars Technica ,2020. június 9(megtekintés : 2020. október 15. )

Lásd is

Bibliográfia

A cikk írásához használt dokumentum : a cikk forrásaként használt dokumentum.

  • en) David Morrison és Mildred Shapley Matthews , A Jupiter Műholdai , University of Arizona Press,1982, 972  p. ( ISBN  0-8165-0762-7 és 978-0-8165-0762-7 , OCLC  7739650 , online olvasható ).
  • (en) David A. Rothery , A Külső Bolygók Műholdai: Világok a saját jogukon , Oxford University Press (USA),1999, 242  o. ( ISBN  0-19-512555-X , online olvasás )
  • (en) David M. Harland , Jupiter Odüsszea: A NASA londoni Galileo-missziójának története , Springer,2000, 448  p. ( ISBN  1-85233-301-4 , online olvasás )
  • (en) N. Krupp , VM Vasyliunas et al. , Jupiter: A bolygó, a műholdak és a magnetoszféra , F. Bagenal et al., Coll.  "  Cambridge University Press  ",2004, PDF ( ISBN  0521818087 , online olvasás ) , "A jovi mágneses szféra dinamikája"A cikk írásához használt dokumentum.
  • (en) Rosaly MC Lopes , John R. Spencer és mtsai. , Io Galileo után: A Jupiter vulkanikus holdjának új nézete , Springer,2007, 388  p. ( ISBN  978-3-540-48841-5 , 3-540-48841-3 és 3-540-34681-3 , OCLC  185022041 , online olvasható )A cikk írásához használt dokumentum.
  • (en) Paul Schenk , a galilei műholdak atlasza , Cambridge University Press,2010, 408  p. ( ISBN  978-0-511-67749-6 , 0-511-67749-9 és 978-0-511-67646-8 , OCLC  650.509.387 , olvasható online ).

Kapcsolódó cikkek

Külső linkek