✖


Jump to content

Ио (луна)

«Юпитер I» перенаправляется сюда. Чтобы узнать о других значениях, см. Юпитер 1 .

Этот
Темное пятно слева от центра — это извергающийся вулкан Прометей. Беловатые равнины по обе стороны от него покрыты инеем из двуокиси серы, образовавшимся в результате вулканических отложений, тогда как более желтые регионы содержат более высокую долю серы.
Усовершенствованное цветное изображение Ио, полученное космическим кораблем Галилео , сделанное в 1999 году.
Открытие
Обнаружено Галилео Галилей
Дата открытия 8 января 1610 г. [1]
Обозначения
Произношение / ˈ aɪ . oʊ / [2] или как греко-латинский Īō (приблизительно как / ˈ iː . oʊ / ) [ нужна ссылка ]
Назван в честь
Ио Ио
Юпитер я
Прилагательные Ионический / aɪ ˈ oʊ n i ə n / [3] [4]
Орбитальные характеристики
Периапсис 420 000 км ( 0,002 808 а.е. )
Апоапсис 423 400 км ( 0,002 830 а.е. )
421 700 км ( 0,002 819   а.е. )
Эксцентриситет 0.004 031 3019
1,769 137 786 д ( 152 853 , 5047 с , 42,459 306 86 ч )
17 334 км/с
Наклон 0,05 ° (до экватора Юпитера)
2,213° (к эклиптике )
Спутник Юпитер
Группа Галилейская луна
Физические характеристики
Размеры 3660,0 × 3637,4 × 3630,6 км [5]
Средний радиус
1 821,6 ± ( 0,5 км 0,28592 Земли) [6]
41 698 064,7357 км 2 (0,082 Земли)
Объем 2.531 906 4907 × 10 10 км 3 (0,023 Земли)
Масса (8.931 938 ± 0.000 018 ) × 10 22 кг (0,015 Земли) [6]
Средняя плотность
3,528 ± 0,006 г/см 3 (0,639 Земли) [6]
1,796 502 844   м/с 2 (0,1831923077 г )
0.378 24 ± 0.000 22 [7]
2558,3174910781 м/с
синхронный
Экваториальная скорость вращения
271 км/ч
Альбедо 0.63 ± 0.02 [6]
поверхности . Температура мин иметь в виду Макс
Поверхность 90 К 110 К 130 К [8]
5.02 ( оппозиция ) [9]
1,2 угловых секунды [10]
Атмосфера
на поверхность Давление
от 0,5 до 4 мПа (4,93 × 10 −9 до 3,95 × 10 −8 банкомат)
Состав по объему 90% диоксид серы

Ио ( /ˈaɪ.oʊ/ . ) I — самый внутренний и второй Юпитер или , по размеру из четырёх галилеевых спутников планеты Юпитер , Немного больше, чем земная . луна , Ио является четвертой по величине луной в Солнечной системе , имеет самую высокую плотность среди всех лун, самую сильную поверхностную гравитацию среди всех лун и наименьшее количество воды по атомному соотношению среди всех известных астрономических объектов в Солнечной системе. Он был открыт в 1610 году Галилео Галилеем и назван в честь мифологического персонажа Ио , жрицы Геры , ставшей одной из . возлюбленных Зевса

Ио, насчитывающий более 400 действующих вулканов , является самым геологически активным объектом Солнечной системы. [11] [12] [13] Эта экстремальная геологическая активность является результатом приливного нагревания из -за трения, возникающего внутри Ио, когда она притягивается между Юпитером и другими галилеевыми спутниками — Европой , Ганимедом и Каллисто . Некоторые вулканы производят шлейфы серы и диоксида серы , которые поднимаются на высоту до 500 км (300 миль) над поверхностью. Поверхность Ио также усеяна более чем 100 горами, которые были подняты в результате сильного сжатия основания силикатной коры Ио. Некоторые из этих вершин выше Эвереста , самой высокой точки на поверхности Земли. [14] В отличие от большинства спутников внешней Солнечной системы, которые в основном состоят из водяного льда , Ио в основном состоит из силикатной породы, окружающей расплавленное железо или ядро ​​из сульфида железа . Большая часть поверхности Ио состоит из обширных равнин с морозным слоем серы и диоксида серы .

Вулканизм Ио является причиной многих его уникальных особенностей. Его вулканические шлейфы и потоки лавы вызывают большие изменения поверхности и окрашивают ее в различные тонкие оттенки желтого, красного, белого, черного и зеленого цветов, в основном из-за аллотропов и соединений серы. Поверхность также отмечена многочисленными обширными потоками лавы, длина некоторых из которых превышает 500 км (300 миль). Юпитера Материалы, образующиеся в результате этого вулканизма, составляют тонкую, неоднородную атмосферу Ио, а также сильно влияют на природу и уровни радиации обширной магнитосферы . Извержения вулкана Ио также создают большой интенсивный плазменный тор вокруг Юпитера, создавая враждебную радиационную среду на Луне и вокруг нее; Ио получает около 3600 бэр (36 Зв ) ионизирующей радиации в день. [15]

Ио сыграл значительную роль в развитии астрономии 17-18 веков; Открытый в январе 1610 года Галилео Галилеем вместе с другими галилеевыми спутниками , это открытие способствовало принятию коперниканской модели Солнечной системы, развитию Кеплера законов движения и первому измерению скорости света . В 1979 году два космических корабля «Вояджер» показали, что Ио — это геологически активный мир с многочисленными вулканическими образованиями, большими горами и молодой поверхностью без явных ударных кратеров. Космический корабль «Галилео» совершил несколько близких облетов в 1990-х и начале 2000-х годов, получив данные о внутренней структуре и составе поверхности Ио. Эти космические аппараты также выявили связь между Ио и магнитосферой Юпитера и существование пояса высокоэнергетического излучения с центром на орбите Ио. Дальнейшие наблюдения были сделаны с помощью Кассини-Гюйгенса в 2000 году, New Horizons в 2007 году и Юноны с 2017 года, а также с наземных телескопов. и космический телескоп Хаббл .

Номенклатура [ править ]

Основная статья: Галилеевы спутники § Имена
См. также: Список регионов на Ио , Список вулканических объектов на Ио и Список гор на Ио.
Сравнение размеров Ио (внизу слева), Луны (вверху слева) и Земли

Хотя Симону Мариусу не приписывают единственное открытие галилеевых спутников, его названия для спутников были приняты. [16] В своей публикации 1614 года Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici он предложил несколько альтернативных названий для самой внутренней из больших лун Юпитера, в том числе «Меркурий Юпитера» и «Первая из планет Юпитера». [16] [17] Основываясь на предложении Иоганна Кеплера в октябре 1613 года, он также разработал схему наименования, согласно которой каждая луна была названа в честь возлюбленного греческого бога Зевса или его римского эквивалента Юпитера . Он назвал самый внутренний большой спутник Юпитера в честь греческого Ио : [18] [16]

Поэты много порицают Юпитера за его нерегулярную любовь. Особо упоминаются три девушки, за которыми Юпитер тайно и успешно ухаживал. Ио, дочь реки Инах, Каллисто Ликаона, Европа Агенора. Затем был Ганимед, красивый сын царя Троса, которого Юпитер, приняв облик орла, перенес на своей спине на небо, как сказочно рассказывают поэты... Думаю, поэтому, что я не сделал бы ничего плохого, если бы Первую я называю Ио, Вторую Европу, Третью, из-за величия света, Ганимедом, Четвертую Каллисто... [16]

Имена Мариуса получили широкое распространение лишь столетия спустя (середина 20 века). [19] В большей части ранней астрономической литературы Ио обычно называли римскими цифрами (система, введенная Галилеем) как « Юпитер I ». [20] или как «первый спутник Юпитера». [21] [22]

Обычное английское произношение имени — / ˈ aɪ oʊ / , [23] хотя иногда люди пытаются использовать более «аутентичное» произношение, / ˈ iː oʊ / . [24] Имя имеет две конкурирующие основы на латыни: Īō и (редко) Īōn . [25] Последнее является основой английской формы прилагательного Ionian. [26] [27] [28]

Особенности Ио названы в честь персонажей и мест из мифа об Ио, а также божеств огня, вулканов, Солнца и грома из различных мифов, а также персонажей и мест из « » Данте Ада : имена соответствуют вулканической природе поверхности. [29] С тех пор, как поверхность Ио впервые была замечена вблизи «Вояджером-1» , Международный астрономический союз утвердил 249 названий вулканов, гор, плато и крупных объектов альбедо Ио. Утвержденные категории объектов, используемые на Ио для различных типов вулканических объектов, включают патеру («блюдце»; вулканическая впадина), флуктус («поток»; поток лавы), долину («долину»; лавовый канал) и активный центр извержения (местоположение). где активность шлейфа была первым признаком вулканической активности конкретного вулкана). Названные горы, плато, слоистая местность и щитовые вулканы включают термины mons , mensa («стол»), planum и tholus («ротонда») соответственно. [29] Именованные области яркого альбедо используют термин regio . Примерами именованных объектов являются Прометей , Пан Менса, Тваштар Патера и Цуи Гоаб Флуктус. [30]

История наблюдений [ править ]

Основная статья: Исследование Ио
Галилео Галилей , первооткрыватель Ио

Первое сообщение о наблюдении Ио было сделано Галилео Галилеем 7 января 1610 года с использованием рефракторного телескопа с 20-кратным увеличением в Падуанском университете . Однако в этом наблюдении Галилей не смог разделить Ио и Европу из-за малой мощности своего телескопа, поэтому они были зафиксированы как одна точка света. Ио и Европа были впервые замечены как отдельные тела во время наблюдений Галилея за системой Юпитера на следующий день, 8 января 1610 года (использованная МАС в качестве даты открытия Ио ) . [1] Открытие Ио и других галилеевых спутников Юпитера было опубликовано в «Sidereus Nuncius» Галилея в марте 1610 года. [31] В своей работе «Mundus Jovialis» , опубликованной в 1614 году, Симон Мариус утверждал, что открыл Ио и другие спутники Юпитера в 1609 году, за неделю до открытия Галилея. Галилей усомнился в этом утверждении и назвал работу Мариуса плагиатом. Тем не менее, первое зарегистрированное наблюдение Мариуса произошло 29 декабря 1609 года по юлианскому календарю , что соответствует 8 января 1610 года по григорианскому календарю , который использовал Галилей. [32] Учитывая, что Галилей опубликовал свою работу раньше Мариуса, именно Галилею приписывают это открытие. [33]

В течение следующих двух с половиной столетий Ио оставалась неразрешенной точкой света 5-й величины в астрономических телескопах. В 17 веке Ио и другие галилеевы спутники служили различным целям, включая ранние методы определения долготы , [34] Кеплера подтверждение третьего закона движения планет и определение времени, необходимого свету для перемещения между Юпитером и Землей. [31] Основываясь на эфемеридах, полученных астрономом Джованни Кассини и другими, Пьер-Симон Лаплас создал математическую теорию для объяснения резонансных орбит Ио, Европы и Ганимеда . [31] Позже было обнаружено, что этот резонанс оказал глубокое влияние на геологию трех лун. [35]

Усовершенствованная технология телескопов в конце 19-го и 20-го веков позволила астрономам различать (то есть видеть как отдельные объекты) крупномасштабные особенности поверхности Ио. В 1890-х годах Эдвард Э. Барнард был первым, кто наблюдал различия в яркости Ио между ее экваториальными и полярными областями, правильно определив, что это произошло из-за различий в цвете и альбедо между двумя областями, а не из-за того, что Ио имел форму яйца. как предложил в то время коллега-астроном Уильям Пикеринг , или два отдельных объекта, как первоначально предложил Барнард. [21] [22] [36] Более поздние телескопические наблюдения подтвердили отчетливые красновато-коричневые полярные области Ио и желто-белую экваториальную полосу. [37]

Телескопические наблюдения середины 20 века начали намекать на необычную природу Ио. Спектроскопические наблюдения показали, что поверхность Ио лишена водяного льда (вещества, которого обнаружено в изобилии на других галилеевых спутниках). [38] Те же наблюдения показали, что на поверхности преобладают испарения, состоящие из натрия солей и серы . [39] Радиотелескопические наблюдения выявили влияние Ио на магнитосферу Юпитера , о чем свидетельствуют декаметровые всплески длины волны , привязанные к орбитальному периоду Ио. [40]

Пионер [ править ]

Первыми космическими кораблями, пролетевшими мимо Ио, были зонды «Пионер-10» и «Пионер-11» 3 декабря 1973 года и 2 декабря 1974 года соответственно. [41] Радиослежение позволило улучшить оценку массы Ио, что, наряду с наилучшей доступной информацией о его размере, позволило предположить, что он имел самую высокую плотность среди галилеевых спутников и состоял в основном из силикатной породы, а не из водяного льда. [42] « Пионер » также обнаружил наличие тонкой атмосферы и интенсивных радиационных поясов вблизи орбиты Ио. Камера на борту «Пионера-11» сделала единственное хорошее изображение Луны, полученное любым космическим кораблем, на котором показаны ее северный полярный регион и желтый оттенок. [43] Снимки крупным планом планировались во время встречи «Пионера-10 » , но они были потеряны из-за высокой радиации. [41]

Путешествие [ править ]

Мозаика «Вояджера-1», изображающая южный полярный регион Ио. Сюда входят две из десяти самых высоких вершин Ио : гора Эвбея в крайнем левом верхнем углу и гора Гемус внизу.

Когда в 1979 году мимо Ио прошли двойные зонды «Вояджер-1» и «Вояджер-2» , их более совершенные системы визуализации позволили получить гораздо более детальные изображения. «Вояджер-1» пролетел мимо Ио 5 марта 1979 года на расстоянии 20 600 км (12 800 миль). [44] Изображения, полученные во время сближения, показали странный разноцветный ландшафт, лишенный ударных кратеров. [45] [46] Изображения с самым высоким разрешением показали относительно молодую поверхность, испещренную ямами причудливой формы, горы выше Эвереста и особенности, напоминающие потоки вулканической лавы. [45] [47]

Вскоре после встречи "Вояджера" инженер-навигатор Линда А. Морабито заметила на одном из изображений шлейф, исходящий от поверхности. [48] Анализ других изображений «Вояджера-1» показал девять таких шлейфов, разбросанных по поверхности, что доказывает вулканическую активность Ио. [49] Этот вывод был предсказан в статье, опубликованной незадолго до «Вояджером-1» встречи с Стэном Пилом , Патриком Кассеном и Р.Т. Рейнольдсом. Авторы подсчитали, что недра Ио должны испытывать значительный приливный нагрев, вызванный ее орбитальным резонансом с Европой и Ганимедом ( « Приливный нагрев »). более подробное объяснение процесса см. в разделе [50] Данные этого пролета показали, что на поверхности Ио преобладают заморозки из серы и диоксида серы . Эти соединения также доминируют в его тонкой атмосфере и торе плазмы с центром на орбите Ио (также открытом «Вояджером »). [51] [52] [53]

«Вояджер-2» прошел мимо Ио 9 июля 1979 года на расстоянии 1 130 000 км (700 000 миль). Хотя он и не приблизился так близко, как «Вояджер-1» , сравнение изображений, сделанных двумя космическими кораблями, показало несколько изменений поверхности, произошедших за четыре месяца между сближениями. Кроме того, наблюдения Ио в виде полумесяца, когда «Вояджер-2» покинул систему Юпитера, показали, что семь из девяти шлейфов, наблюдавшихся в марте, все еще были активны в июле 1979 года, и только вулкан Пеле закрывался между пролетами. [54]

Галилей [ править ]

в улучшенных цветах На изображении Galileo показано темное пятно (в левом нижнем углу центра, прерывающее красное кольцо аллотропов серы с короткой цепью , отложенное Пеле ), образовавшееся в результате крупного извержения Пиллан-Патера в 1997 году.

Космический корабль «Галилео» прибыл к Юпитеру в 1995 году после шестилетнего путешествия с Земли, чтобы следить за открытиями двух зондов «Вояджер» и наземными наблюдениями, сделанными за прошедшие годы. Расположение Ио внутри одного из самых интенсивных радиационных поясов Юпитера исключало возможность длительного пролета вблизи, но Галилей все же пролетел рядом незадолго до выхода на орбиту для своей двухлетней основной миссии по изучению системы Юпитера. Хотя во время близкого пролета 7 декабря 1995 года не было сделано никаких изображений, столкновение все же дало значительные результаты, такие как открытие большого железного ядра, подобного тому, которое было обнаружено на скалистых планетах внутренней части Солнечной системы. [55]

Несмотря на отсутствие изображений крупным планом и механические проблемы, которые сильно ограничивали объем возвращаемых данных, во время основной миссии Галилея было сделано несколько открытий важных . Галилей наблюдал последствия крупного извержения Пиллан-Патера и подтвердил, что извержения вулканов состоят из силикатной магмы с богатым магнием основным и ультраосновным составом. [56] Удаленные изображения Ио были получены почти на каждом витке во время основной миссии, обнаруживая большое количество действующих вулканов (как тепловое излучение от остывающей магмы на поверхности, так и вулканические шлейфы), многочисленные горы с самой разнообразной морфологией, а также несколько изменений поверхности, которые произошли место как между эпохами «Вояджера» и «Галилея», так и между орбитами Галилея . [57]

Миссия «Галилео» продлевалась дважды, в 1997 и 2000 годах. Во время этих расширенных миссий зонд трижды пролетал мимо Ио в конце 1999 — начале 2000 года и трижды в конце 2001 — начале 2002 года. Наблюдения во время этих встреч выявили происходящие геологические процессы. на вулканах и горах Ио, исключили наличие магнитного поля и продемонстрировали степень вулканической активности. [57]

Кассини [ править ]

2001 г. Вид Ио и Юпитера, сделанный миссией Кассини-Гюйгенс, 1 января

В декабре 2000 года космический корабль Кассини совершил далекую и короткую встречу с системой Юпитера на пути к Сатурну , что позволило провести совместные наблюдения с Галилеем . Эти наблюдения выявили новый шлейф в Тваштар Патере Ио и дали представление о полярных сияниях . [58]

Новые горизонты [ править ]

Космический корабль «Новые горизонты» , следовавший к Плутону и поясу Койпера , пролетел мимо системы Юпитера и Ио 28 февраля 2007 года. Во время встречи были получены многочисленные отдаленные наблюдения Ио. Среди них были изображения большого шлейфа в Тваштаре, что стало первым подробным наблюдением крупнейшего класса ионического вулканического шлейфа со времен наблюдений шлейфа Пеле в 1979 году. [59] New Horizons также сделал снимки вулкана возле Гирру Патера на ранних стадиях извержения, а также нескольких извержений вулканов, произошедших со времен Галилео . [59]

Юнона [ править ]

Глобальное изображение спутника Юпитера Ио, полученное камерой JunoCam 30 декабря 2023 года.

Космический корабль «Юнона» был запущен в 2011 году и вышел на орбиту вокруг Юпитера 5 июля 2016 года. Юноны Миссия « » в первую очередь направлена ​​на улучшение нашего понимания внутренней части Юпитера, магнитного поля, полярных сияний и полярной атмосферы. [60] орбита Юноны 54- дневная сильно наклонена и сильно эксцентрична, чтобы лучше охарактеризовать полярные регионы Юпитера и ограничить ее воздействие на жесткие внутренние радиационные пояса планеты, ограничивая тесные контакты со спутниками Юпитера. Самый близкий подход к Ио во время первой основной миссии произошел в феврале 2020 года на расстоянии 195 000 километров. [61] Расширенная миссия Юноны, начавшаяся в июне 2021 года, позволила приблизиться к галилеевым спутникам Юпитера из-за орбиты Юноны прецессии . [62] После серии все более близких встреч с Ио в 2022 и 2023 годах, 30 декабря 2023 года Юнона совершила пару близких пролетов. [63] и 3 февраля 2024 г., [64] оба на высоте 1500 километров. Основная цель этих встреч заключалась в том, чтобы улучшить наше понимание гравитационного поля Ио с помощью доплеровского слежения и получить изображения поверхности Ио для поиска изменений на поверхности с тех пор, как Ио последний раз видели вблизи в 2007 году. [65]

В течение нескольких витков «Юнона» наблюдала за Ио на расстоянии, используя JunoCAM, широкоугольную камеру видимого света, для поиска вулканических шлейфов, и JIRAM, ближний инфракрасный спектрометр и тепловизор, для мониторинга теплового излучения вулканов Ио. [66] [61] Спектроскопия ближнего инфракрасного диапазона JIRAM до сих пор позволяла грубо картировать иней из диоксида серы на поверхности Ио, а также картировать незначительные компоненты поверхности, слабо поглощающие солнечный свет на длинах волн 2,1 и 2,65 мкм. [67]

Будущие миссии [ править ]

В системе Юпитера запланированы две предстоящие миссии. Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) — это запланированная миссия Европейского космического агентства к системе Юпитера, которая должна выйти на орбиту Ганимеда. [68] JUICE запущен в апреле 2023 года, а прибытие к Юпитеру запланировано на июль 2031 года. [69] [70] JUICE не будет летать мимо Ио, но будет использовать свои инструменты, такие как узкоугольная камера, для мониторинга вулканической активности Ио и измерения состава его поверхности во время двухлетнего этапа полета к Юпитеру перед выходом на орбиту Ганимеда. Europa Clipper — запланированная миссия НАСА в систему Юпитера, сосредоточенная на спутнике Юпитера Европе. Как и JUICE, Europa Clipper не будет облетать Ио, но дистанционный мониторинг вулкана вполне вероятен. Europa Clipper планирует запустить в 2024 году и прибыть к Юпитеру в 2030 году. [71]

Io Volcano Observer (IVO) был предложен НАСА в качестве недорогой миссии класса Discovery, выбранной для исследования фазы A вместе с тремя другими миссиями в 2020 году. IVO будет запущен в январе 2029 года и совершит десять облетов Ио, находясь в орбите вокруг Юпитера, начиная с начала 2030-х годов. [72] [73] миссии на Венеру DAVINCI+ и VERITAS . Однако в пользу них были выбраны [74]

Орбита и вращение [ править ]

Анимация резонанса Лапласа Ио, Европы и Ганимеда (соединения выделены изменением цвета)
См. Также: Приливное отопление.

Ио вращается вокруг Юпитера на расстоянии 421 700 км (262 000 миль) от центра Юпитера и 350 000 км (217 000 миль) от его вершин. Это самый внутренний из галилеевых спутников Юпитера, его орбита лежит между орбитами Фив и Европы . С учетом внутренних спутников Юпитера Ио — пятая луна от Юпитера. Ио совершает один оборот вокруг Юпитера примерно за 42,5 часа (1,77 дня) (достаточно быстро, чтобы его движение можно было наблюдать за одну ночь наблюдения). среднего движения 2:1 Ио находится в орбитальном резонансе с Европой и орбитальном резонансе среднего движения 4:1 с Ганимедом , совершая два оборота Юпитера на каждую орбиту, завершенную Европой, и четыре орбиты на каждую орбиту, завершенную Ганимедом. Ио Этот резонанс помогает поддерживать эксцентриситет орбиты (0,0041), что, в свою очередь, обеспечивает основной источник тепла для его геологической активности. [50] Без этого вынужденного эксцентриситета орбита Ио стала бы круговой из-за приливной диссипации , что привело бы к менее геологически активному миру. [50]

Как и другие галилеевы спутники и Луна , Ио вращается синхронно со своим орбитальным периодом, держа одну сторону почти направленной к Юпитеру. Эта синхронность дает определение системы долготы Ио. Ио Главный меридиан пересекает экватор в точке к югу от Юпитера. Сторона Ио, которая всегда обращена к Юпитеру, известна как субиовиевое полушарие, тогда как сторона, которая всегда обращена в противоположную сторону, известна как антиюпитерианское полушарие. Сторона Ио, которая всегда обращена в направлении движения Ио по своей орбите, известна как ведущее полушарие, тогда как сторона, которая всегда обращена в противоположном направлении, известна как ведомое полушарие. [75]

С поверхности Ио Юпитер образует дугу в 19,5°, в результате чего Юпитер будет казаться в 39 раз больше видимого диаметра земной Луны. [ нужна ссылка ]

Взаимодействие с магнитосферой Юпитера [ править ]

Схема магнитосферы Юпитера и компонентов, на которые влияет Ио (около центра изображения): плазменный тор (красный), нейтральное облако (желтый), силовая трубка (зеленый) и силовые линии магнитного поля (синий). ). [76]

Ио играет значительную роль в формировании магнитного поля Юпитера , действуя как электрический генератор, который может развивать в себе напряжение 400 000 вольт и создавать электрический ток силой 3 миллиона ампер, высвобождая ионы, которые создают магнитное поле Юпитера, увеличенное более чем в два раза по сравнению с обычным. в противном случае есть. [77] Магнитосфера Юпитера выметает газы и пыль из тонкой атмосферы Ио со скоростью 1 тонна в секунду. [78] Этот материал в основном состоит из ионизированной и атомарной серы, кислорода и хлора; атомарные натрий и калий; молекулярный диоксид серы и сера; и хлорида натрия . пыль [78] [79] Эти материалы возникают в результате вулканической активности Ио, причем материал, который попадает в магнитное поле Юпитера и в межпланетное пространство, поступает непосредственно из атмосферы Ио. Эти материалы, в зависимости от их ионизированного состояния и состава, попадают в различные нейтральные (неионизированные) облака и радиационные пояса в магнитосфере Юпитера и, в некоторых случаях, в конечном итоге выбрасываются из системы Юпитера. [80]

Система Юпитер-Ио и взаимодействие
(работа; 15 июля 2021 г.)

Вокруг Ио (на расстоянии до шести радиусов Ио от его поверхности) находится облако нейтральных атомов серы, кислорода, натрия и калия. Эти частицы возникают в верхних слоях атмосферы Ио и возбуждаются столкновениями с ионами в плазменном торе (обсуждаются ниже) и другими процессами, заполняя сферу холма Ио , которая является областью, где гравитация Ио доминирует над гравитацией Юпитера. Часть этого материала преодолевает гравитационное притяжение Ио и выходит на орбиту вокруг Юпитера. В течение 20 часов эти частицы распространяются от Ио, образуя нейтральное облако банановой формы, которое может достигать шести радиусов Юпитера от Ио, либо внутри орбиты Ио и впереди нее, либо за пределами орбиты Ио и позади нее. [78] Процесс столкновения, который возбуждает эти частицы, также иногда обеспечивает ионы натрия в плазменном торе электроном, удаляя эти новые «быстрые» нейтралы из тора. Эти частицы сохраняют свою скорость (70 км/с по сравнению с орбитальной скоростью 17 км/с на Ио) и, таким образом, выбрасываются в струях, уходящих от Ио. [81]

Ио вращается внутри пояса интенсивного излучения, известного как плазменный тор Ио. Плазма в этом кольцевом кольце ионизированной серы, кислорода, натрия и хлора возникает, когда нейтральные атомы в «облаке», окружающем Ио, ионизируются и уносятся магнитосферой Юпитера. [78] В отличие от частиц нейтрального облака, эти частицы вращаются вместе с магнитосферой Юпитера, вращаясь вокруг Юпитера со скоростью 74 км/с. Как и остальная часть магнитного поля Юпитера, плазменный тор наклонен относительно экватора Юпитера (и плоскости орбиты Ио), так что Ио иногда находится ниже, а иногда выше ядра плазменного тора. Как отмечалось выше, более высокие уровни скорости и энергии этих ионов частично ответственны за удаление нейтральных атомов и молекул из атмосферы Ио и более протяженных нейтральных облаков. Тор состоит из трех частей: внешнего, «теплого» тора, расположенного сразу за орбитой Ио; вертикально вытянутая область, известная как «лента», состоящая из области нейтрального источника и охлаждающей плазмы, расположенная примерно на расстоянии Ио от Юпитера; и внутренний, «холодный» тор, состоящий из частиц, медленно приближающихся к Юпитеру. [78] Пробыв в торе в среднем 40 дней, частицы «теплого» тора убегают и частично ответственны за необычно большую магнитосферу Юпитера , их внешнее давление раздувает ее изнутри. [82] Частицы с Ио, обнаруженные как вариации магнитосферной плазмы, были обнаружены аппаратом New Horizons далеко в длинном хвосте магнитосферы . Чтобы изучить подобные изменения внутри плазменного тора, исследователи измерили излучаемый им ультрафиолетовый свет. Хотя такие вариации не были окончательно связаны с вариациями вулканической активности Ио (основного источника материала в плазменном торе), эта связь была установлена ​​в облаке нейтрального натрия. [83]

Во время встречи с Юпитером в 1992 году космический корабль «Улисс» обнаружил поток частиц размером с пыль, выброшенных из системы Юпитера. [84] Пыль в этих дискретных потоках удаляется от Юпитера со скоростью несколько сотен километров в секунду, имеет средний размер частиц 10 мкм и состоит в основном из хлорида натрия. [79] [85] Измерения пыли Галилеем показали, что эти пылевые потоки возникли на Ио, но как именно они формируются, будь то в результате вулканической активности Ио или материала, удаленного с поверхности, неизвестно. [86]

Юпитера Магнитное поле , которое пересекает Ио, соединяет атмосферу Ио и нейтральное облако с полярной верхней атмосферой Юпитера, генерируя электрический ток, известный как магнитная трубка Ио . [78] Этот ток вызывает полярное сияние в полярных регионах Юпитера, известное как след Ио, а также полярные сияния в атмосфере Ио. Частицы этого аврорального взаимодействия затемняют полярные области Юпитера в видимых длинах волн. Расположение Ио и его полярное сияние относительно Земли и Юпитера оказывают сильное влияние на радиоизлучение Юпитера с нашей точки зрения: когда Ио виден, радиосигналы от Юпитера значительно усиливаются. [40] [78] Миссия «Юнона» , находящаяся в настоящее время на орбите Юпитера, должна помочь пролить свет на эти процессы. Линии магнитного поля Юпитера, которые проходят через ионосферу Ио, также индуцируют электрический ток, который, в свою очередь, создает индуцированное магнитное поле внутри Ио. Предполагается, что индуцированное магнитное поле Ио генерируется в частично расплавленном океане силикатной магмы в 50 километрах под поверхностью Ио. [87] на других галилеевых спутниках Подобные индуцированные поля были обнаружены Галилеем и, возможно, создавались в океанах с жидкой водой внутри этих лун. [88]

Геология [ править ]

Ио немного больше земной Луны . Он имеет средний радиус 1821,3 км (1131,7 миль) (примерно на 5% больше, чем у Луны) и массу 8,9319 × 10. 22 кг (примерно на 21% больше, чем у Луны). По форме это небольшой эллипсоид , самая длинная ось которого направлена ​​к Юпитеру. Среди галилеевых спутников Ио как по массе, так и по объёму уступает Ганимеду и Каллисто, но опережает Европу . [89]

Интерьер [ править ]

Модель возможного внутреннего состава Ио с указанием различных особенностей.

Состоящие в основном из силикатных пород и железа , Ио и Европа по объемному составу ближе к планетам земной группы, чем к другим спутникам внешней Солнечной системы, которые в основном состоят из смеси водяного льда и силикатов. Ио имеет плотность 3,5275 г/см. 3 , самая высокая из всех обычных лун Солнечной системы ; значительно выше, чем у других спутников Галилея (в частности, у Ганимеда и Каллисто, плотность которых составляет около 1,9 г/см). 3 ) и немного выше (~ 5,5%), чем у Луны 3,344 г/см. 3 и Европы 2,989 г/см. 3 . [7] Модели, основанные на измерениях массы, радиуса и квадрупольных гравитационных коэффициентов Ио, полученных с помощью «Вояджера» и «Галилео» (числовые значения, связанные с распределением массы внутри объекта), предполагают, что внутри объекта различаются богатая силикатами кора и мантия , а также железистая или железистая сульфидом железа богато мантия. Ядро . [55] Металлическое ядро ​​Ио составляет примерно 20% его массы. [90] В зависимости от количества серы в ядре радиус ядра составляет от 350 до 650 км (220–400 миль), если оно почти полностью состоит из железа, или от 550 до 900 км (340–560 миль) для ядра. состоящий из смеси железа и серы. не Магнитометр Галилея смог обнаружить внутреннее магнитное поле Ио, что позволяет предположить, что ядро ​​не конвектирует . [91]

Моделирование внутреннего состава Ио предполагает, что мантия состоит как минимум на 75% из богатого магнием минерала форстерита и имеет основной состав, аналогичный составу L-хондрита и LL-хондрита метеоритов , с более высоким содержанием железа (по сравнению с кремнием) . ), чем Луна или Земля, но ниже Марса. [92] [93] Чтобы поддерживать тепловой поток, наблюдаемый на Ио, 10–20% мантии Ио может быть расплавленным, хотя регионы, где наблюдался высокотемпературный вулканизм, могут иметь более высокие фракции расплава. [94] Однако повторный анализ данных магнитометра Галилео в 2009 году выявил наличие индуцированного магнитного поля на Ио, требующего наличия океана магмы на глубине 50 км (31 миль) под поверхностью. [87] Дальнейший анализ, опубликованный в 2011 году, предоставил прямые доказательства существования такого океана. [95] Толщина этого слоя оценивается в 50 км и составляет около 10% мантии Ио. По оценкам, температура в океане магмы достигает 1200 °C. Неизвестно, соответствует ли процент частичного плавления мантии Ио на уровне 10–20% требованию наличия значительного количества расплавленных силикатов в этом возможном магматическом океане. [96] Литосфера . Ио, состоящая из базальта и серы, отложенных в результате обширного вулканизма Ио, имеет толщину не менее 12 км (7,5 миль) и, вероятно, менее 40 км (25 миль) [90] [97]

Приливный нагрев [ править ]

Основная статья: Приливный нагрев Ио

В отличие от Земли и Луны, основным источником внутреннего тепла Ио является приливное рассеяние, а не распад радиоактивного изотопа , результат орбитального резонанса Ио с Европой и Ганимедом. [50] Такой нагрев зависит от расстояния Ио от Юпитера, эксцентриситета его орбиты, состава его внутренней части и его физического состояния. [94] Его резонанс Лапласа с Европой и Ганимедом поддерживает эксцентриситет Ио и не позволяет приливной диссипации внутри Ио вращать ее орбиту. Резонансная орбита также помогает поддерживать расстояние Ио от Юпитера; в противном случае приливы, возникшие на Юпитере, заставили бы Ио медленно отклоняться от родительской планеты. [98] Приливные силы, испытываемые Ио, примерно в 20 000 раз сильнее, чем приливные силы, которые испытывает Земля из-за Луны, а вертикальные различия в ее приливной выпуклости между моментами, когда Ио находится в периапсисе и апоцентре своей орбиты, могут достигать целых 100 раз. м (330 футов). [99] Трение или приливное рассеяние, возникающее внутри Ио из-за этого изменяющегося приливного притяжения, которое без резонансной орбиты вместо этого превратилось бы в круговую орбиту Ио, создает значительный приливный нагрев внутри Ио, плавя значительное количество мантии и ядра Ио. Количество производимой энергии в 200 раз превышает количество производимой исключительно в результате радиоактивного распада . [11] Это тепло выделяется в форме вулканической активности, генерируя наблюдаемый высокий тепловой поток (общее общее количество: от 0,6 до 1,6 × 10 14 В ). [94] Модели его орбиты предполагают, что степень приливного нагрева внутри Ио меняется со временем; однако нынешняя величина приливного рассеяния соответствует наблюдаемому тепловому потоку. [94] [100] Модели приливного нагрева и конвекции не обнаружили последовательных профилей планетарной вязкости, которые одновременно соответствовали бы диссипации приливной энергии и мантийной конвекции тепла на поверхность. [100] [101]

Хотя существует общее мнение, что источником тепла, которое проявляется во многих вулканах Ио, является приливный нагрев от притяжения гравитации Юпитера и его спутника Европы , вулканы не находятся в положениях, предсказанных при приливном нагреве. Они смещены на 30–60 градусов к востоку. [102] Исследование, опубликованное Tyler et al. (2015) предполагают, что этот сдвиг на восток может быть вызван океаном расплавленной породы под поверхностью. Движение этой магмы будет генерировать дополнительное тепло за счет трения из-за ее вязкости . Авторы исследования полагают, что этот подземный океан представляет собой смесь расплавленной и твердой породы. [103]

Другие спутники Солнечной системы также нагреваются приливно-отливным путем и тоже могут генерировать дополнительное тепло за счет трения подземной магмы или водных океанов. Эта способность генерировать тепло в подземном океане увеличивает вероятность существования жизни на таких телах, как Европа и Энцелад . [104] [105]

Поверхность [ править ]

Карта поверхности Ио

Основываясь на своем опыте изучения древних поверхностей Луны, Марса и Меркурия, ученые ожидали увидеть многочисленные ударные кратеры на Вояджером-1" . первых изображениях Ио, сделанных " Плотность ударных кратеров на поверхности Ио могла бы дать подсказку о возрасте Ио. Однако они с удивлением обнаружили, что поверхность почти полностью лишена ударных кратеров, а вместо этого покрыта гладкими равнинами, усеянными высокими горами, ямами различных форм и размеров и потоками вулканической лавы. [45] По сравнению с большинством наблюдавшихся на тот момент миров, поверхность Ио была покрыта множеством красочных материалов (из-за чего Ио можно было сравнить с гнилым апельсином или пиццей ) из различных сернистых соединений. [106] [107] Отсутствие ударных кратеров указывало на то, что поверхность Ио геологически молода, как и поверхность Земли; вулканические материалы постоянно покрывают кратеры по мере их образования. наблюдал по меньшей мере девять действующих вулканов Этот результат был блестяще подтвержден, когда «Вояджер-1» . [49]

Состав поверхности [ править ]

Красочный внешний вид Ио является результатом материалов, отложенных в результате обширного вулканизма, включая силикаты (такие как ортопироксен ), серу и диоксид серы . [108] Иней из диоксида серы повсеместно распространен на поверхности Ио, образуя большие области, покрытые белым или серым материалом. Сера также встречается во многих местах Ио, образуя области от желтого до желто-зеленого цвета. Сера, отложившаяся в средних широтах и ​​полярных регионах, часто повреждается радиацией, разрушая обычно стабильную циклическую 8-цепочечную серу . Это радиационное повреждение приводит к образованию красно-коричневых полярных областей Ио. [21]

Геологическая карта Ио

Эксплозивный вулканизм , часто принимающий форму зонтиковидных шлейфов, окрашивает поверхность сернистыми и силикатными веществами. Отложения шлейфа на Ио часто окрашены в красный или белый цвет в зависимости от количества серы и диоксида серы в шлейфе. Обычно шлейфы, образующиеся в жерлах вулканов в результате дегазации лавы, содержат большее количество S 2 , образуя красные «веерные» отложения или, в крайних случаях, большие (часто простирающиеся за пределы 450 км или 280 миль от центрального жерла) красные кольца. [109] Яркий пример месторождения краснокольцевого шлейфа находится в Пеле. Эти красные отложения состоят в основном из серы (обычно 3- и 4-цепочечной молекулярной серы), диоксида серы и, возможно, сульфурилхлорида . [108] Шлейфы, образующиеся на окраинах потоков силикатной лавы (в результате взаимодействия лавы и ранее существовавших отложений серы и диоксида серы), образуют белые или серые отложения. [110]

Картирование состава и высокая плотность Ио позволяют предположить, что Ио практически не содержит воды , хотя предварительно были идентифицированы небольшие карманы водяного льда или гидратированных минералов , особенно на северо-западном склоне горы Гиш Бар Монс . [111] Ио имеет наименьшее количество воды среди всех известных тел Солнечной системы. [112] Эта нехватка воды, вероятно, связана с тем, что Юпитер был достаточно горячим на ранних этапах эволюции Солнечной системы , чтобы вытеснять летучие материалы, такие как вода, в окрестностях Ио, но недостаточно горячим, чтобы сделать это дальше. [113]

Вулканизм [ править ]

Основная статья: Вулканизм на Ио
См. Также: Список вулканических объектов на Ио.
Активные потоки лавы в вулканическом регионе Тваштар Патера (пустая область в исходных данных представляет собой насыщенные области). Снимки сделаны Галилеем в ноябре 1999 и феврале 2000 года.

Ио, Приливный нагрев, вызванный вынужденным эксцентриситетом орбиты сделал его самым вулканически активным миром в Солнечной системе с сотнями вулканических центров и обширными потоками лавы . [13] Во время сильного извержения могут образоваться лавовые потоки длиной в десятки и даже сотни километров, состоящие в основном из базальтосиликатных лав основного или ультраосновного (богатого магнием) состава. В качестве побочного продукта этой деятельности сера, сернистый газ и силикатный пирокластический материал (например, пепел) выбрасываются в космос на расстояние до 200 км (120 миль), образуя большие зонтикообразные шлейфы, окрашивая окружающую местность в красный цвет. черно-белый и обеспечивающий материал для неоднородной атмосферы Ио и обширной магнитосферы Юпитера. [114] [80]

Локи Патера на луне Ио (концепция художника; анимация; 0:18) [115]

Поверхность Ио усеяна вулканическими впадинами, известными как патеры , которые обычно имеют плоское дно, ограниченное крутыми стенами. [116] Эти особенности напоминают земные кальдеры , но неизвестно, образовались ли они в результате обрушения опустевшей лавовой камеры, как их земные собратья. Одна из гипотез предполагает, что эти особенности образуются в результате эксгумации вулканических подоконников , а вышележащий материал либо выбрасывается, либо интегрируется в подоконник. [117] Примеры патер на различных стадиях эксгумации были картированы с использованием Галилео изображений региона Чаак-Камаштли . [118] В отличие от аналогичных образований на Земле и Марсе, эти впадины обычно не лежат на вершинах щитовых вулканов и обычно больше, их средний диаметр составляет 41 км (25 миль), самая большая из которых - Локи Патера - 202 км (126 миль). [116] Локи также неизменно является самым сильным вулканом на Ио, на его долю приходится в среднем 25% глобального тепловыделения Ио. [119] Каким бы ни был механизм формирования, морфология и распределение многих патер позволяют предположить, что эти особенности структурно контролируются и, по крайней мере, наполовину ограничены разломами или горами. [116] Эти объекты часто являются местом извержений вулканов, либо из-за потоков лавы, распространяющихся по дну патер, как при извержении в Гиш-Бар-Патера в 2001 году, либо в форме лавового озера . [12] [120] Лавовые озера на Ио имеют либо постоянно опрокидывающуюся лавовую корку, как в Пеле, либо эпизодически опрокидывающуюся корку, как в Локи. [121] [122]

Спутник Юпитера Ио, вулканическая активность
(14.12.2022/вышли и 01.03.2023)

Потоки лавы представляют собой еще один крупный вулканический ландшафт на Ио. Магма извергается на поверхность из отверстий на дне патер или на равнинах из трещин, образуя надутые сложные потоки лавы, подобные тем, которые наблюдаются в Килауэа на Гавайях. Снимки космического корабля Галилео показали, что многие из крупных потоков лавы на Ио, например, на Прометее и Амирани , образуются в результате образования небольших прорывов лавовых потоков поверх более старых потоков. [123] Более крупные выбросы лавы также наблюдались на Ио. Например, передний край потока Прометея сместился на 75–95 км (от 47 до 59 миль) между «Вояджером» в 1979 году и первыми наблюдениями Галилео в 1996 году. Крупное извержение в 1997 году произвело более 3500 км. 2 (1400 квадратных миль) свежей лавы и затопило пол соседнего Пиллана Патера. [56]

Анализ изображений «Вояджера» привел учёных к выводу, что эти потоки состоят в основном из различных соединений расплавленной серы. Однако последующие наземные инфракрасные исследования и измерения с космического корабля «Галилео» показали, что эти потоки состоят из базальтовой лавы с составом от основного до ультраосновного. [124] Эта гипотеза основана на измерениях температуры «горячих точек» Ио или мест теплового излучения, которые предполагают температуру не менее 1300 К, а в некоторых случаях и 1600 К. [125] Первоначальные оценки предполагают, что температура извержения приближается к 2000 К. [56] с тех пор оказались завышенными, поскольку для моделирования температур использовались неправильные тепловые модели. [125] [124]

Последовательность из пяти изображений « Новых горизонтов» , показывающая вулкан Тваштар на Ио, извергающий материал на высоте 330 км над своей поверхностью.

Открытие шлейфов вулканов Пеле и Локи стало первым признаком того, что Ио геологически активен. [48] Обычно эти шлейфы образуются, когда летучие вещества, такие как сера и диоксид серы, выбрасываются в небо из вулканов Ио со скоростью, достигающей 1 км/с (0,62 мили/с), создавая зонтикообразные облака газа и пыли. Дополнительные материалы, которые могут быть обнаружены в этих вулканических шлейфах, включают натрий, калий и хлор . [126] [127] Эти шлейфы, по-видимому, формируются одним из двух способов. [128] Самые большие шлейфы Ио, такие как те, что испускает Пеле , образуются, когда растворенная сера и газообразный диоксид серы высвобождаются из извергающейся магмы в жерлах вулканов или лавовых озерах, часто увлекая за собой силикатный пирокластический материал. [129] Эти плюмы образуют на поверхности красные (из короткоцепочечной серы) и черные (из силикатной пирокластики) отложения. Образовавшиеся таким образом шлейфы являются одними из крупнейших, наблюдаемых на Ио, образуя красные кольца диаметром более 1000 км (620 миль). Примеры этого типа шлейфа включают Пеле, Тваштар и Дажбог . Другой тип шлейфа образуется, когда наступающие потоки лавы испаряют лежащий под ним иней из диоксида серы, отправляя серу в небо. Этот тип шлейфа часто образует яркие круглые отложения, состоящие из диоксида серы. Эти шлейфы часто имеют высоту менее 100 км (62 мили) и являются одними из самых долговечных шлейфов на Ио. Примеры включают Прометея , Амирани и Масуби . Извергнутые сернистые соединения концентрируются в верхней части коры из-за снижения растворимости серы на больших глубинах литосферы Ио и могут быть определяющим фактором стиля извержения горячей точки. [129] [130] [131]

Горы [ править ]

Основная статья: Горы Ио
См. Также: Список гор на Ио.
Галилейское полутоновое изображение горы Тохил Монс , горы высотой 5,4 км.

На Ио от 100 до 150 гор. Эти структуры имеют среднюю высоту 6 км (3,7 мили) и достигают максимальной высоты 17,5 ± 1,5 км (10,9 ± 0,9 мили) в Южном Боосауле-Монтес . [14] Горы часто кажутся большими (длина средней горы составляет 157 км или 98 миль), изолированными структурами без видимых глобальных тектонических структур, в отличие от случая на Земле. [14] Чтобы поддержать потрясающий рельеф, наблюдаемый в этих горах, требуются композиции, состоящие в основном из силикатной породы, а не из серы. [132]

«Шпиль-гора» на луне Ио.
(анимация; JunoCam; 0:14; 18 апреля 2024 г.)

Несмотря на обширный вулканизм, который придает Ио его характерный внешний вид, почти все его горы представляют собой тектонические структуры, а не образовались вулканами. Вместо этого большинство Ионических гор образуется в результате сжимающих напряжений в основании литосферы, которые поднимают и часто наклоняют куски коры Ио через надвиговые разломы . [133] Сжимающие напряжения, приводящие к образованию гор, являются результатом проседания в результате непрерывного захоронения вулканических материалов. [133] Глобальное распределение гор, по-видимому, противоположно распространению вулканических структур; горы преобладают в районах с меньшим количеством вулканов, и наоборот. [134] Это предполагает наличие крупномасштабных регионов в литосфере Ио, где доминируют сжатие (поддерживающее образование гор) и растяжение (поддерживающее образование патеры). [135] Однако локально горы и патеры часто примыкают друг к другу, что позволяет предположить, что магма часто использует разломы, образовавшиеся во время горообразования, чтобы достичь поверхности. [116]

Горы на Ио (как правило, сооружения, возвышающиеся над окружающими равнинами) имеют разнообразную морфологию. Плато являются наиболее распространенными. [14] Эти структуры напоминают большие столовые горы с плоской вершиной и неровными поверхностями. Другие горы представляют собой наклонные блоки земной коры с неглубоким уклоном от ранее плоской поверхности и крутым склоном, состоящим из ранее подземных материалов, поднятых сжимающими напряжениями. Оба типа гор часто имеют крутые уступы вдоль одного или нескольких окраин. Лишь немногие горы на Ио имеют вулканическое происхождение. Эти горы напоминают небольшие щитовые вулканы с крутыми склонами (6–7°) вблизи небольшой центральной кальдеры и пологими склонами по их краям. [136] Эти вулканические горы часто меньше средней горы на Ио, их средняя высота составляет всего от 1 до 2 км (от 0,6 до 1,2 мили) и от 40 до 60 км (от 25 до 37 миль) в ширину. Другие щитовые вулканы с гораздо более пологими склонами можно предположить на основе морфологии нескольких вулканов Ио, где тонкие потоки исходят из центральной патеры, например, в Ра Патера . [136]

Почти все горы находятся на той или иной стадии деградации. крупные оползневые У подножия Ионических гор часто встречаются отложения, что позволяет предположить, что массовое истощение является основной формой деградации. Зубчатые края часто встречаются среди столовых гор и плато Ио в результате высасывания диоксида серы из коры Ио, что приводит к образованию слабых зон вдоль окраин гор. [137]

Атмосфера [ править ]

Основная статья: Атмосфера Ио
Полярное сияние в верхних слоях атмосферы Ио. Разные цвета обозначают выбросы различных компонентов атмосферы (зеленый — из-за выбросов натрия, красный — из-за выбросов кислорода, а синий — из-за выбросов вулканических газов, таких как диоксид серы). Изображение сделано во время затмения Ио.

Ио имеет чрезвычайно тонкую атмосферу, состоящую в основном из диоксида серы ( SO
2 ), с второстепенными компонентами, включая окись серы ( SO ), хлорид натрия ( NaCl ), а также атомарную серу и кислород . [138] Атмосфера имеет значительные различия в плотности и температуре в зависимости от времени суток, широты, вулканической активности и количества инея на поверхности. Максимальное атмосферное давление на Ио колеблется в пределах 3,3×10 −5 до 3 × 10 −4  паскалей (Па) или от 0,3 до 3 нбар , пространственно наблюдаемых в антиюпитерском полушарии Ио и вдоль экватора, а также во времени в полдень, когда температура поверхностного мороза достигает пика. [138] [139] [140] Также наблюдались локализованные пики вулканических шлейфов с давлением 5 × 10 −4 до 40 × 10 −4 Па (от 5 до 40 нбар). [52] Атмосферное давление Ио самое низкое на ночной стороне Ио, где давление падает до 0,1 × 10. −7 до 1 × 10 −7 Па (от 0,0001 до 0,001 нбар). [138] [139] Температура атмосферы Ио колеблется от температуры поверхности на малых высотах, где диоксид серы находится в равновесии давления паров с инеем на поверхности, до 1800 К на больших высотах, где более низкая плотность атмосферы позволяет нагреваться от плазмы в плазменном торе Ио и от Джоулево нагрев от трубки Ио. [138] [139] Низкое давление ограничивает влияние атмосферы на поверхность, за исключением временного перераспределения диоксида серы из областей с высоким содержанием инея в районы с низким содержанием инея, а также для увеличения размера колец отложений шлейфа, когда материал шлейфа снова попадает в более плотную дневную атмосферу. [138] [139]

Газ в атмосфере Ио удаляется магнитосферой Юпитера , ускользая либо в нейтральное облако, окружающее Ио, либо в плазменный тор Ио, кольцо ионизированных частиц, которое разделяет орбиту Ио, но вращается вместе с магнитосферой Юпитера. [82] В ходе этого процесса каждую секунду из атмосферы удаляется примерно одна тонна материала, поэтому его необходимо постоянно пополнять. [78] Самый драматичный источник SO
2 — вулканические шлейфы, выкачивающие 10 4 в среднем кг диоксида серы в секунду попадает в атмосферу Ио, хотя большая его часть конденсируется обратно на поверхность. [141] Большая часть диоксида серы в атмосфере Ио поддерживается за счет сублимации SO под действием солнечного света .
2 застыли на поверхности. [142] Дневная атмосфера в основном ограничена пределами 40 ° от экватора, где поверхность самая теплая и находятся наиболее активные вулканические шлейфы. [143] Атмосфера, обусловленная сублимацией, также согласуется с наблюдениями о том, что атмосфера Ио наиболее плотна над полушарием антиЮпитера, где SO
2 Мороз наиболее обильный и плотный, когда Ио находится ближе к Солнцу. [138] [142] [144] Однако необходим некоторый вклад вулканических шлейфов, поскольку самая высокая наблюдаемая плотность наблюдалась вблизи вулканических жерл. [138] Поскольку плотность диоксида серы в атмосфере напрямую связана с температурой поверхности, атмосфера Ио частично разрушается ночью или когда Ио находится в тени Юпитера (с падением плотности столба примерно на 80%). [145] ). Коллапс во время затмения в некоторой степени ограничен образованием диффузионного слоя монооксида серы в самой нижней части атмосферы, но атмосферное давление ночной атмосферы Ио на два-четыре порядка меньше, чем на пике сразу после полудня. [139] [146] Второстепенные составляющие атмосферы Ио, такие как NaCl , SO , O и S, происходят либо из: прямого вулканического выделения газа; фотодиссоциация или химический распад, вызванный солнечным ультрафиолетовым излучением, из SO
2 ; или распыление поверхностных отложений заряженными частицами из магнитосферы Юпитера. [142]

Различные исследователи предположили, что атмосфера Ио замерзает на поверхности , когда она проходит в тень Юпитера. Доказательством этого является «прояснение после затмения», когда луна иногда кажется немного ярче, как если бы сразу после затмения она была покрыта инеем. Примерно через 15 минут яркость возвращается к норме, предположительно потому, что иней исчез в результате сублимации . [147] [148] [149] [150] Помимо наблюдения в наземные телескопы, яркость после затмения была обнаружена в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью прибора на борту космического корабля Кассини . [151] Дальнейшая поддержка этой идеи пришла в 2013 году, когда обсерватория Близнецов использовалась для прямых измерений коллапса Ио. Атмосфера SO 2 во время и ее преобразование после затмения Юпитера. [152] [153]

На изображениях Ио с высоким разрешением, полученных во время затмения Ио, видно свечение, подобное полярному сиянию . [127] Как и на Земле, это происходит из-за попадания в атмосферу излучения частиц , хотя в этом случае заряженные частицы исходят из магнитного поля Юпитера, а не из солнечного ветра . Полярные сияния обычно возникают вблизи магнитных полюсов планет, но ярче всего полярные сияния Ио наблюдаются вблизи экватора. У Ио нет собственного магнитного поля; следовательно, электроны, движущиеся вдоль магнитного поля Юпитера вблизи Ио, напрямую воздействуют на атмосферу Ио. Больше электронов сталкивается с его атмосферой, создавая самое яркое сияние там, где силовые линии касаются Ио (т.е. около экватора), потому что столб газа, через который они проходят, там самый длинный. Юпитера Наблюдается, что полярные сияния, связанные с этими точками касания на Ио, колеблются при изменении ориентации наклонного магнитного диполя . [154] Также наблюдалось более слабое сияние от атомов кислорода вдоль края Ио (красный светится на изображении справа) и атомов натрия на ночной стороне Ио (зеленый светится на том же изображении). [127]

См. также [ править ]

Ссылки [ править ]

  1. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Блю, Дженнифер (9 ноября 2009 г.). «Названия планет и спутников и первооткрыватели» . Геологическая служба США.
  2. ^ «Ио» . Lexico Британский словарь английского языка . Издательство Оксфордского университета . Архивировано из оригинала 29 февраля 2020 года.
    «Ио» . Словарь Merriam-Webster.com .
  3. ^ SW Киффер (1982) «Ионический вулканизм», в изд. Дэвида Моррисона, «Спутники Юпитера» , том. 3, Международный астрономический союз
  4. ^ «Электронные пучки и ионный состав, измеренные на Ио и в его торе», Science , 18 октября 1996 г.
  5. ^ Томас, ПК; и др. (1998). «Форма Ио по измерениям конечностей Галилея» . Икар . 135 (1): 175–180. Бибкод : 1998Icar..135..175T . дои : 10.1006/icar.1998.5987 .
  6. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Йоманс, Дональд К. (13 июля 2006 г.). «Физические параметры спутников планет» . JPL Динамика Солнечной системы.
  7. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Шуберт, Г.; Андерсон, доктор медицинских наук; Спон, Т.; Маккиннон, Всемирный банк (2004). «Внутренний состав, строение и динамика галилеевых спутников» . В Багенале, Ф.; Даулинг, Т.Э.; Маккиннон, ВБ (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера . Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета. стр. 281–306. ISBN  978-0521035453 . OCLC   54081598 .
  8. ^ Ратбун, Дж.А.; Спенсер-младший; Тамппари, ЛК; Мартин, ТЗ; Барнард, Л.; Трэвис, Л.Д. (2004). «Картирование теплового излучения Ио с помощью прибора фотополяриметра-радиометра (PPR) Галилео». Икар . 169 (1): 127–139. Бибкод : 2004Icar..169..127R . дои : 10.1016/j.icarus.2003.12.021 .
  9. ^ «Классические спутники Солнечной системы» . Обсерватория АРВАЛ. Архивировано из оригинала 9 июля 2011 года . Проверено 28 сентября 2007 г.
  10. ^ «Ио» . www.eso.org . 5 декабря 2001 года . Проверено 21 мая 2022 г.
  11. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Розали MC Лопес (2006). «Ио: Вулканическая луна» . У Люси-Энн Макфадден; Пол Р. Вайсман; Торренс В. Джонсон (ред.). Энциклопедия Солнечной системы . Академическая пресса. стр. 419–431 . ISBN  978-0-12-088589-3 .
  12. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Лопес, РМЦ; и др. (2004). «Лавовые озера на Ио: наблюдения за вулканической активностью Ио с помощью Galileo NIMS во время пролетов 2001 года». Икар . 169 (1): 140–174. Бибкод : 2004Icar..169..140L . дои : 10.1016/j.icarus.2003.11.013 .
  13. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Сокол, Джошуа (26 июня 2019 г.). «Этот мир — кипящий ад. Они наблюдали за его взрывами. — Исследователи опубликовали пятилетнюю запись вулканической активности на Ио, спутнике Юпитера, надеясь, что другие найдут больше закономерностей» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 26 июня 2019 г.
  14. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Шенк, П.; и др. (2001). «Горы Ио: глобальные и геологические перспективы от «Вояджера» и Галилея » . Журнал геофизических исследований . 106 (Е12): 33201–33222. Бибкод : 2001JGR...10633201S . дои : 10.1029/2000JE001408 .
  15. ^ «29 февраля 2000 г., SPS 1020 (Введение в космические науки)» . CSUFresno.edu . 29 февраля 2000 г. Архивировано из оригинала 25 июля 2008 г.
  16. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Ван Хелден, Альберт (август 1994 г.). «Название спутников Юпитера и Сатурна» (PDF) . Информационный бюллетень Отдела исторической астрономии Американского астрономического общества (32) . Проверено 10 марта 2023 г.
  17. ^ Мариус, С. (1614). «Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici» [Мир Юпитера, открытый в 1609 году с помощью бельгийской подзорной трубы]. Обсерватория . 39 : 367. Бибкод : 1916Obs....39..367.
  18. ^ Ван Хелден, Эл (1995). «Спутники Юпитера» .
  19. ^ Мараццини, Клаудио (2005). «Имена спутников Юпитера: от Галилея до Симона Мариуса» . Итальянские буквы (на итальянском языке). 57 (3): 391–407. JSTOR   26267017 .
  20. ^ «Ио: Обзор» . НАСА. Архивировано из оригинала 11 февраля 2003 года . Проверено 5 марта 2012 г.
  21. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Барнард, Э.Э. (1894 г.). «О темных полюсах и ярком экваториальном поясе первого спутника Юпитера» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 54 (3): 134–136. Бибкод : 1894MNRAS..54..134B . дои : 10.1093/mnras/54.3.134 .
  22. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Барнард, Э.Э. (1891). «Наблюдения планеты Юпитер и его спутников в течение 1890 года с помощью 12-дюймовой экваториальной обсерватории Лик» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 51 (9): 543–556. Бибкод : 1891MNRAS..51..543B . дои : 10.1093/mnras/51.9.543 .
  23. ^ «Ио2» . Оксфордский словарь английского языка (онлайн-изд.). Издательство Оксфордского университета . (Требуется подписка или членство участвующей организации .)
    «Ио» . Lexico UK English Dictionary Британский словарь английского языка . Издательство Оксфордского университета . Архивировано из оригинала 29 февраля 2020 года.
    «Ио» . Словарь Merriam-Webster.com .
    «Ио» . Dictionary.com Полный (онлайн). nd
  24. ^ «Ио» . Dictionary.com Полный (онлайн). nd
  25. ^ родительный падеж Iūs и Iōnis : Io2 . Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь по проекту «Персей» .
  26. ^ Моррисон и Мэтьюз (1982) Спутники Юпитера , часть 1, с. 649
  27. ^ МакИвен и др., «Литосфера и поверхность Ио», Шуберт и др., «Интерьеры спутника», и Шенк и др., «Эпоха и интерьеры», в Bagenal et al. ред. (2007) Юпитер: Планета, спутники и магнитосфера
  28. ^ За пределами астрономии слово «ионийский», вероятно, было бы неправильно понято как относящееся к Ионии , но прилагательное, основанное на другой основе, «Иоан» / aɪ ˈ oʊ ə n / , не встречается.
  29. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Синий, Дженнифер. «Категории для наименования объектов на планетах и ​​спутниках» . Геологическая служба США . Проверено 12 сентября 2013 г.
  30. ^ Блю, Дженнифер (14 июня 2007 г.). «Содержание номенклатуры Ио» . Геологическая служба США. Архивировано из оригинала 29 июня 2007 года.
  31. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Крукшанк, ДП; Нельсон, РМ (2007). «История исследования Ио». Ин Лопес, RMC; Спенсер, младший (ред.). Ио после Галилея . Спрингер-Праксис. стр. 5–33. ISBN  978-3-540-34681-4 .
  32. ^ Ван Хелден, Альберт (14 января 2004 г.). «Проект Галилей / Наука / Симон Мариус» . Университет Райса.
  33. ^ Баалке, Рон. «Открытие галилеевых спутников» . Лаборатория реактивного движения. Архивировано из оригинала 6 января 1997 года . Проверено 7 января 2010 г.
  34. ^ О'Коннор, Джей-Джей; Робертсон, EF (февраль 1997 г.). «Долгота и Королевская академия» . Университет Сент-Эндрюс. Архивировано из оригинала 2 сентября 2011 года . Проверено 14 июня 2007 г.
  35. ^ Кин, Джей Ти; Мацуяма, Исаму; Бирсон, CJ; Трин, А. (2023). «Приливное нагревание и внутренняя структура Ио». Ин Лопес, RMC; де Клеер, К.; Кин, Джей Ти (ред.). Ио: новый взгляд на луну Юпитера . Спрингер. стр. 95–146. ISBN  978-3-031-25669-1 .
  36. ^ Доббинс, Т.; Шихан, В. (2004). «История яичных лун Юпитера». Небо и телескоп . 107 (1): 114–120. Бибкод : 2004S&T...107a.114D .
  37. ^ Минтон, РБ (1973). «Красные полярные шапки Ио». Связь Лунной и Планетарной лаборатории . 10 :35–39. Бибкод : 1973CoLPL..10...35M .
  38. ^ Ли, Т. (1972). «Спектральные альбедо галилеевых спутников». Связь Лунной и Планетарной лаборатории . 9 (3): 179–180. Бибкод : 1972CoLPL...9..179L .
  39. ^ Фанале, ФП; и др. (1974). «Ио: поверхностное отложение эвапорита?». Наука . 186 (4167): 922–925. Бибкод : 1974Sci...186..922F . дои : 10.1126/science.186.4167.922 . ПМИД   17730914 . S2CID   205532 .
  40. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Бигг, ЭК (1964). «Влияние спутника Ио на декаметровое излучение Юпитера». Природа . 203 (4949): 1008–1010. Бибкод : 1964Natur.203.1008B . дои : 10.1038/2031008a0 . S2CID   12233914 .
  41. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Фиммел, РОД; и др. (1977). «Первый во внешней Солнечной системе» . Пионерская Одиссея . НАСА . Проверено 5 июня 2007 г.
  42. ^ Андерсон, доктор медицинских наук; и др. (1974). «Гравитационные параметры системы Юпитера по доплеровскому слежению космического корабля «Пионер-10». Наука . 183 (4122): 322–323. Бибкод : 1974Sci...183..322A . дои : 10.1126/science.183.4122.322 . ПМИД   17821098 . S2CID   36510719 .
  43. ^ « Пионер 11 изображений Ио» . Домашняя страница Галилея . Архивировано из оригинала 9 апреля 1997 года . Проверено 21 апреля 2007 г.
  44. ^ «Описание миссии «Вояджера»» . Узел колец PDS НАСА . 19 февраля 1997 г.
  45. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Смит, бакалавр; и др. (1979). «Система Юпитера глазами «Вояджера-1». Наука . 204 (4396): 951–972. Бибкод : 1979Sci...204..951S . дои : 10.1126/science.204.4396.951 . ПМИД   17800430 . S2CID   33147728 .
  46. ^ «Луна Юпитера показывает цвет, признаки эрозии» . Милуоки Сентинел . Юнайтед Пресс Интернешнл. 6 марта 1979 г. с. 2. [ постоянная мертвая ссылка ]
  47. ^ Карр, Миннесота; и др. (1980). «Вулканические особенности Ио». Природа . 280 : 729–733. дои : 10.1038/280729a0 .
  48. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Морабито, Луизиана; и др. (1979). «Открытие действующего в настоящее время внеземного вулканизма». Наука . 204 (4396): 972. Бибкод : 1979Sci...204..972M . дои : 10.1126/science.204.4396.972 . ПМИД   17800432 . S2CID   45693338 .
  49. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Стром, Р.Г.; и др. (1979). «Шлейфы извержения вулкана на Ио» . Природа . 280 (5725): 733–736. Бибкод : 1979Natur.280..733S . дои : 10.1038/280733a0 . S2CID   8798702 .
  50. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Пил, С.Дж.; и др. (1979). «Таяние Ио в результате приливного рассеяния» (PDF) . Наука . 203 (4383): 892–894. Бибкод : 1979Sci...203..892P . дои : 10.1126/science.203.4383.892 . ПМИД   17771724 . S2CID   21271617 . Архивировано из оригинала (PDF) 11 февраля 2020 года.
  51. ^ Содерблом, Луизиана; и др. (1980). «Спектрофотометрия Ио: предварительные результаты «Вояджера-1». Геофиз. Рез. Летт . 7 (11): 963–966. Бибкод : 1980GeoRL...7..963S . дои : 10.1029/GL007i011p00963 .
  52. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Перл, Джей Си; и др. (1979). «Идентификация газообразного SO
    2     и новые верхние пределы для других газов на Io"     . Nature . 288 (5725): 757–758. Бибкод : 1979Natur.280..755P . doi : 10.1038/280755a0 . S2CID   4338190 .
  53. ^ Бродфут, Алабама; и др. (1979). «Наблюдения за экстремальным ультрафиолетом во время встречи «Вояджера-1» с Юпитером». Наука . 204 (4396): 979–982. Бибкод : 1979Sci...204..979B . дои : 10.1126/science.204.4396.979 . ПМИД   17800434 . S2CID   1442415 .
  54. ^ Стром, Р.Г.; Шнайдер, Нью-Мексико (1982). «Извержения вулканов на Ио» . В Моррисоне, Д. (ред.). Спутники Юпитера . Издательство Университета Аризоны. стр. 598–633 . ISBN  0-8165-0762-7 .
  55. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Андерсон, доктор медицинских наук; и др. (1996). «Результаты гравитации Галилея и внутренняя структура Ио». Наука . 272 (5262): 709–712. Бибкод : 1996Sci...272..709A . дои : 10.1126/science.272.5262.709 . ПМИД   8662566 . S2CID   24373080 .
  56. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с МакИвен, А.С.; и др. (1998). «Высокотемпературный силикатный вулканизм на спутнике Юпитера Ио» (PDF) . Наука . 281 (5373): 87–90. Бибкод : 1998Sci...281...87M . дои : 10.1126/science.281.5373.87 . ПМИД   9651251 . S2CID   28222050 . Архивировано из оригинала (PDF) 23 сентября 2020 года.
  57. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Перри, Дж.; и др. (2007). «Краткое описание миссии Галилео и ее наблюдений за Ио». Ин Лопес, RMC; Спенсер, младший (ред.). Ио после Галилея . Спрингер-Праксис. стр. 35–59. ISBN  978-3-540-34681-4 .
  58. ^ Порко, CC ; и др. (2003). «Снимки Кассини атмосферы, спутников и колец Юпитера» (PDF) . Наука . 299 (5612): 1541–1547. Бибкод : 2003Sci...299.1541P . дои : 10.1126/science.1079462 . ПМИД   12624258 . S2CID   20150275 .
  59. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Спенсер-младший; и др. (2007). «Вулканизм Ио глазами New Horizons: крупное извержение вулкана Тваштар» (PDF) . Наука . 318 (5848): 240–243. Бибкод : 2007Sci...318..240S . дои : 10.1126/science.1147621 . ПМИД   17932290 . S2CID   36446567 . Архивировано из оригинала (PDF) 12 апреля 2020 года.
  60. ^ «Юнона – Обзор миссии» . НАСА . Проверено 11 марта 2024 г.
  61. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Мура, А.; и др. (2020). «Инфракрасные наблюдения Ио с Юноны». Икар . 341 : 113607. Бибкод : 2020Icar..34113607M . дои : 10.1016/j.icarus.2019.113607 . S2CID   213970081 .
  62. ^ «Миссия НАСА «Юнона» расширяется в будущее» . 13 января 2021 г. Проверено 1 февраля 2021 г.
  63. ^ Миллер, Катрина (4 января 2024 г.). «Новые изображения луны Юпитера Ио запечатлели адский вулканический ландшафт — Юнона, миссия НАСА, предназначенная для изучения происхождения Юпитера, прислала новые изображения самого извергающегося мира в Солнечной системе» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 4 января 2024 года . Проверено 4 января 2024 г.
  64. ^ «Юнона второй раз внимательно рассмотрит вулканическую луну Юпитера Ио 3 февраля» . 3 февраля 2024 г. Проверено 11 марта 2024 г.
  65. ^ Болтон, Скотт (2 сентября 2020 г.). «Отчет Юноны ОГПО» (PDF) . Проверено 31 августа 2020 г.
  66. ^ Андерсон, Пол Скотт (6 января 2019 г.). «Новые изображения огненных вулканов Ио, сделанные Юноной» . ЗемляНебо . Проверено 14 февраля 2020 г.
  67. ^ Тоси, Ф.; и др. (2020). «Картирование состава поверхности Ио с помощью Juno/JIRAM». Журнал геофизических исследований: Планеты . 125 (11): e06522. Бибкод : 2020JGRE..12506522T . дои : 10.1029/2020JE006522 . S2CID   225456943 .
  68. ^ Джонатан Амос (2 мая 2012 г.). «ЕКА выбирает зонд стоимостью 1 млрд евро к Юпитеру» . Новости Би-би-си .
  69. ^ Витассе, О.; Альтобелли, Н.; Андрес, Р.; Ацей, А.; Бутонне, А.; Будник, Ф.; Дитц, А.; Эрд, К.; Эвилл, Р.; Лоренте, Р.; Муньос, К.; Пинзан, Г.; Шармберг, К.; Суарес, А.; Танко, И.; Торелли, Ф.; Торн, Б.; Валлат, К.; Научная рабочая группа JUICE (июль 2021 г.). JUICE (Jupiter Icy Moon Explorer): Планы на этап круиза . Европланетный научный конгресс (EPSC) 2021. doi : 10.5194/epsc2021-358 . Проверено 28 августа 2021 г.
  70. ^ Отчет об исследовании оценки JUICE (Желтая книга) , ESA, 2012 г.
  71. ^ «Обзор миссии Europa Clipper» . Лаборатория реактивного движения . Проверено 22 декабря 2022 г.
  72. ^ МакИвен, А.С.; Команда ИВО (2021). Наблюдатель за вулканом Ио (IVO) (PDF) . 52-я конференция по наукам о Луне и планетах . 15–19 марта 2020 г. Тезисы №2548.
  73. ^ «НАСА выбирает четыре возможных миссии для изучения тайн Солнечной системы» . НАСА . 13 февраля 2020 г.
  74. ^ Стрикленд, Эшли (3 июня 2021 г.). «Две новые миссии НАСА раскроют тайны Венеры» . CNN .
  75. ^ Лопес, РМЦ; Уильямс, Д.А. (2005). «Ио после Галилея ». Отчеты о прогрессе в физике . 68 (2): 303–340. Бибкод : 2005РПФ...68..303Л . дои : 10.1088/0034-4885/68/2/R02 . S2CID   44208045 .
  76. ^ Спенсер, Дж. «Астрономические визуализации Джона Спенсера» . Проверено 25 мая 2007 г.
  77. ^ «Ио: Обзор» . Исследование Солнечной системы. НАСА. Архивировано из оригинала 11 февраля 2003 года . Проверено 29 октября 2014 г.
  78. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и ж г час Шнайдер, Нью-Мексико; Багеналь, Ф. (2007). «Нейтральные облака Ио, плазменный тор и магнитосферные взаимодействия». Ин Лопес, RMC; Спенсер, младший (ред.). Ио после Галилея . Спрингер-Праксис. стр. 265–286. ISBN  978-3-540-34681-4 .
  79. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Постберг, Ф.; и др. (2006). «Состав частиц пылевого потока Юпитера». Икар . 183 (1): 122–134. Бибкод : 2006Icar..183..122P . дои : 10.1016/j.icarus.2006.02.001 .
  80. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Багеналь, Ф.; Долс, В. (2023). «Космическая среда Ио». Ин Лопес, RMC; де Клеер, К.; Кин, Джей Ти (ред.). Ио: новый взгляд на луну Юпитера . Спрингер. стр. 291–322. ISBN  978-3-031-25669-1 .
  81. ^ Бургер, Миннесота; и др. (1999). «Вид Галилеем струи натрия Ио крупным планом» . Геофиз. Рез. Летт . 26 (22): 3333–3336. Бибкод : 1999GeoRL..26.3333B . дои : 10.1029/1999GL003654 .
  82. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Кримигис, С.М.; и др. (2002). «Туманность газов с Ио, окружающая Юпитер» . Природа . 415 (6875): 994–996. Бибкод : 2002Natur.415..994K . дои : 10.1038/415994а . ПМИД   11875559 .
  83. ^ Медильо, М.; и др. (2004). «Вулканический контроль Ио над протяженными нейтральными облаками Юпитера». Икар . 170 (2): 430–442. Бибкод : 2004Icar..170..430M . дои : 10.1016/j.icarus.2004.03.009 .
  84. ^ Грюн, Э.; и др. (1993). «Открытие пылевых потоков и межзвездных зерен Юпитера космическим кораблем УЛИСС» . Природа . 362 (6419): 428–430. Бибкод : 1993Natur.362..428G . дои : 10.1038/362428a0 . S2CID   4315361 .
  85. ^ Зук, штат Ха; и др. (1996). «Искривление магнитного поля солнечного ветра траекторий пыли Юпитера». Наука . 274 (5292): 1501–1503. Бибкод : 1996Sci...274.1501Z . дои : 10.1126/science.274.5292.1501 . ПМИД   8929405 . S2CID   25816078 .
  86. ^ Грюн, Э.; и др. (1996). «Измерения пыли во время подхода Галилея к Юпитеру и встрече Ио». Наука . 274 (5286): 399–401. Бибкод : 1996Sci...274..399G . дои : 10.1126/science.274.5286.399 . S2CID   119868296 .
  87. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Хурана, Кришан К.; Цзя, Сяньчжэ; Кивельсон, Маргарет Г.; Ниммо, Фрэнсис; Шуберт, Джеральд; Рассел, Кристофер Т. (3 июня 2011 г.). «Свидетельства существования глобального океана магмы внутри Ио» . Наука . 332 (6034): 1186–1189. Бибкод : 2011Sci...332.1186K . дои : 10.1126/science.1201425 . ПМИД   21566160 . S2CID   19389957 .
  88. ^ Хурана, КК; и др. (1998). «Индуцированные магнитные поля как свидетельство существования подземных океанов на Европе и Каллисто». Природа . 395 : 777–780. дои : 10.1038/27394 .
  89. ^ Шнайдер, Нью-Мексико; Спенсер, младший (2023). «Понимание Ио: четыре века исследований и сюрпризов». Ин Лопес, RMC; де Клеер, К.; Кин, Джей Ти (ред.). Ио: новый взгляд на луну Юпитера . Спрингер. стр. 9–40. ISBN  978-3-031-25669-1 .
  90. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Андерсон, доктор медицинских наук; и др. (2001). «Гравитационное поле Ио и внутренняя структура». Дж. Геофиз. Рез . 106 (Е12): 32963–32969. Бибкод : 2001JGR...10632963A . дои : 10.1029/2000JE001367 .
  91. ^ Кивельсон, МГ; и др. (2001). «Намагниченный или ненамагниченный: двусмысленность сохраняется после встреч Галилея с Ио в 1999 и 2000 годах» . Дж. Геофиз. Рез . 106 (А11): 26121–26135. Бибкод : 2001JGR...10626121K . дои : 10.1029/2000JA002510 .
  92. ^ Соль, Ф.; и др. (2002). «Влияние наблюдений Галилея на внутреннюю структуру и химию галилеевых спутников». Икар . 157 (1): 104–119. Бибкод : 2002Icar..157..104S . дои : 10.1006/icar.2002.6828 .
  93. ^ Кусков, О.Л.; Кронрод, Вирджиния (2001). «Размеры ядер и внутреннее строение спутников Земли и Юпитера». Икар . 151 (2): 204–227. Бибкод : 2001Icar..151..204K . дои : 10.1006/icar.2001.6611 .
  94. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Мур, ВБ; и др. (2007). «Интерьер Ио». В РМЦ Лопес; Дж. Р. Спенсер (ред.). Ио после Галилея . Спрингер-Праксис. стр. 89–108. ISBN  978-3-540-34681-4 .
  95. ^ «Галилей НАСА обнаружил «океан» магмы под поверхностью луны Юпитера» . Наука Дейли. 12 мая 2011 г.
  96. ^ Перри, Дж. (21 января 2010 г.). «Наука: индуцированное магнитное поле Ио и мягкий океан магмы» . «Гиш Бар Таймс» .
  97. ^ Джагер, WL; и др. (2003). «Орогенный тектонизм на Ио» . Дж. Геофиз. Рез . 108 (Е8): 12–1. Бибкод : 2003JGRE..108.5093J . дои : 10.1029/2002JE001946 .
  98. ^ Йодер, CF; и др. (1979). «Как приливное нагревание на Ио приводит в действие замки орбитального резонанса Галилея». Природа . 279 (5716): 767–770. Бибкод : 1979Natur.279..767Y . дои : 10.1038/279767a0 . S2CID   4322070 .
  99. ^ «Межпланетный отлив — Управление научной миссии НАСА» . Архивировано из оригинала 4 июня 2023 года . Проверено 16 октября 2019 г.
  100. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Лейни, В.; и др. (2009). «Сильная приливная диссипация на Ио и Юпитере по данным астрометрических наблюдений». Природа . 459 (7249): 957–959. Бибкод : 2009Natur.459..957L . дои : 10.1038/nature08108 . ПМИД   19536258 . S2CID   205217186 .
  101. ^ Мур, Всемирный банк (август 2003 г.). «Приливный нагрев и конвекция на Ио» . Журнал геофизических исследований . 108 (E8): 5096. Бибкод : 2003JGRE..108.5096M . дои : 10.1029/2002JE001943 . S2CID   53443229 .
  102. ^ Штайгервальд, Уильям (10 сентября 2015 г.). «Подземный океан магмы может объяснить «неуместные» вулканы Ио» . НАСА . Проверено 19 сентября 2015 г.
  103. ^ Тайлер, Роберт Х.; Хеннинг, Уэйд Г.; Гамильтон, Кристофер В. (июнь 2015 г.). «Приливное нагревание магматического океана на луне Юпитера Ио» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 218 (2). 22. Бибкод : 2015ApJS..218...22T . дои : 10.1088/0067-0049/218/2/22 . hdl : 11603/28862 .
  104. ^ Левин, Сара (14 сентября 2015 г.). «Магматические океаны на спутнике Юпитера Ио могут раскрыть тайну вулкана» . Space.com . Проверено 19 сентября 2015 г.
  105. ^ «Кассини обнаружил глобальный океан на спутнике Сатурна Энцеладе» . НАСА/Лаборатория реактивного движения. 15 сентября 2015 года . Проверено 19 сентября 2015 г.
  106. ^ Бритт, Роберт Рой (16 марта 2000 г.). «Пирог-пицца в небе: понимание буйства красок Ио» . Space.com . Архивировано из оригинала 18 августа 2000 года.
  107. ^ Колдер, Найджел (2005). Волшебная Вселенная: Большой тур по современной науке . Издательство Оксфордского университета. п. 215 . ISBN  978-0-19-280669-7 .
  108. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Карлсон, RW; и др. (2007). «Состав поверхности Ио». Ин Лопес, RMC; Спенсер, младший (ред.). Ио после Галилея . Спрингер-Праксис. стр. 194–229. ISBN  978-3-540-34681-4 .
  109. ^ Спенсер, Дж.; и др. (2000). «Открытие газообразного S 2 в шлейфе Пеле на Ио». Наука . 288 (5469): 1208–1210. Бибкод : 2000Sci...288.1208S . дои : 10.1126/science.288.5469.1208 . ПМИД   10817990 .
  110. ^ Киффер, Юго-Запад; и др. (2000). «Прометей: Блуждающее перо Ио». Наука . 288 (5469): 1204–1208. дои : 10.1126/science.288.5469.1204 .
  111. ^ Дуте, С.; и др. (2004). «Геология и активность вокруг вулканов на Ио по результатам анализа NIMS». Икар . 169 (1): 175–196. Бибкод : 2004Icar..169..175D . дои : 10.1016/j.icarus.2004.02.001 .
  112. ^ Сидс, Майкл А.; Бэкман, Дана Э. (2012). Солнечная система (8-е изд.). Cengage Обучение. п. 514. ИСБН  9781133713685 .
  113. ^ Хадхази, Адам (6 марта 2014 г.). «Чужие луны могут высохнуть от горячего сияния молодых газовых гигантов» . Журнал астробиологии . Архивировано из оригинала 31 августа 2015 года . Проверено 28 октября 2014 г. {{cite news}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка )
  114. ^ Кестхейи, ЛП; Суер, Т. (2023). «Композиция Ио». Ин Лопес, RMC; де Клеер, К.; Кин, Джей Ти (ред.). Ио: новый взгляд на луну Юпитера . Спрингер. стр. 211–232. ISBN  978-3-031-25669-1 .
  115. ^ «Взгляд на Локи Патеру Ио (концепция художника)» . НАСА/Лаборатория реактивного движения . 18 апреля 2024 г. Проверено 25 апреля 2024 г.
  116. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Радебо, Д.; и др. (2001). «Патера на Ио: новый тип вулканической кальдеры?» (PDF) . Дж. Геофиз. Рез . 106 (Е12): 33005–33020. Бибкод : 2001JGR...10633005R . дои : 10.1029/2000JE001406 .
  117. ^ Кестхей, Л.; и др. (2004). «Взгляд на внутреннюю часть Ио после Галилея» . Икар . 169 (1): 271–286. Бибкод : 2004Icar..169..271K . дои : 10.1016/j.icarus.2004.01.005 .
  118. ^ Уильямс, Дэвид; Радебо, Яни; Кестхей, Ласло П.; МакИвен, Альфред С.; Лопес, Розали MC; Дуте, Сильвен; Грили, Рональд (2002). «Геологическое картирование региона Чаак-Камаштли на острове Ио на основе данных изображений Галилея». Журнал геофизических исследований . 107 (E9): 5068. Бибкод : 2002JGRE..107.5068W . дои : 10.1029/2001JE001821 . S2CID   41607277 .
  119. ^ Мур, Патрик, изд. (2002). Астрономическая энциклопедия . Нью-Йорк: Издательство Оксфордского университета. п. 232 . ISBN  0-19-521833-7 .
  120. ^ Перри, Дж. Э.; и др. (2003). Гиш Бар Патера, Ио: Геология и вулканическая активность, 1997–2001 гг. (PDF) . ЛПСК XXXIV . Клир-Лейк-Сити (Большой Хьюстон) . Аннотация №1720.
  121. ^ Радебо, Дж.; и др. (2004). «Наблюдения и температуры Пеле Патера Ио по изображениям космических аппаратов Кассини и Галилео». Икар . 169 (1): 65–79. Бибкод : 2004Icar..169...65R . дои : 10.1016/j.icarus.2003.10.019 .
  122. ^ Хауэлл, Р.Р.; Лопес, РМЦ (2007). «Природа вулканической активности на Локи: данные Galileo NIMS и PPR». Икар . 186 (2): 448–461. Бибкод : 2007Icar..186..448H . дои : 10.1016/j.icarus.2006.09.022 .
  123. ^ Кестхей, Л.; и др. (2001). «Изображения вулканической активности на спутнике Юпитера Ио, сделанные Галилеем во время миссии Галилео Европа и миссии Галилео Миллениум». Дж. Геофиз. Рез . 106 (Е12): 33025–33052. Бибкод : 2001JGR...10633025K . дои : 10.1029/2000JE001383 .
  124. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Батталья, Стивен М. (март 2019 г.). Модель Йокулхлаупа для вторичных потоков серы на Ио . 50-я конференция по науке о Луне и планетах. 18–22 марта 2019 г. Вудлендс, Техас. Бибкод : 2019LPI....50.1189B . Вклад ЛПИ № 1189.
  125. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Кестхей, Л.; и др. (2007). «Новые оценки температуры извержения Ио: последствия для внутренних районов» . Икар . 192 (2): 491–502. Бибкод : 2007Icar..192..491K . дои : 10.1016/j.icarus.2007.07.008 .
  126. ^ Рослер, Флорида; Моос, Х.В.; Оливерсен, Р.Дж.; Вудворд-младший, RC; Ретерфорд, К.Д.; и др. (январь 1999 г.). «Спектроскопия атмосферы Ио в дальнем ультрафиолете с помощью HST/STIS». Наука . 283 (5400): 353–357. Бибкод : 1999Sci...283..353R . дои : 10.1126/science.283.5400.353 . ПМИД   9888844 .
  127. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Гейсслер, ЧП; МакИвен, А.С.; ИП, В.; Белтон, MJS; Джонсон, ТВ; и др. (август 1999 г.). «Снимки атмосферных выбросов с Ио с помощью Galileo» (PDF) . Наука . 285 (5429): 870–874. Бибкод : 1999Sci...285..870G . дои : 10.1126/science.285.5429.870 . ПМИД   10436151 . S2CID   33402233 . Архивировано из оригинала (PDF) 20 февраля 2019 года.
  128. ^ МакИвен, А.С.; Содерблом, Луизиана (август 1983 г.). «Два класса вулканического шлейфа на Ио». Икар . 55 (2): 197–226. Бибкод : 1983Icar...55..191M . дои : 10.1016/0019-1035(83)90075-1 .
  129. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Батталья, Стивен М.; Стюарт, Майкл А.; Киффер, Сьюзен В. (июнь 2014 г.). «Теотермический (сера) - литосферный цикл Ио, выведенный из моделирования растворимости серы в поставках магмы Пеле». Икар . 235 : 123–129. Бибкод : 2014Icar..235..123B . дои : 10.1016/j.icarus.2014.03.019 .
  130. ^ Батталья, Стивен М. (март 2015 г.). Ио: Роль зарождения капель сульфидов в вулканизме типа Пеле . 46-я конференция по науке о Луне и планетах. 16–20 марта 2015 г. Вудлендс, Техас. Бибкод : 2015LPI....46.1044B . Вклад ЛПИ № 1832.
  131. ^ Батталья, Стивен М. (март 2018 г.). Есть ли на Ио однобокая астеносфера? Выводы из водопроводной системы «Магма» Катлы, Исландия . 49-я конференция по науке о Луне и планетах. 19–23 марта 2018 г. Вудлендс, Техас. Бибкод : 2018LPI....49.1047B . Вклад ЛПИ № 1047.
  132. ^ Клоу, Джорджия; Карр, Миннесота (1980). «Устойчивость серных склонов на Ио». Икар . 44 (2): 268–279. Бибкод : 1980Icar...44..268C . дои : 10.1016/0019-1035(80)90022-6 .
  133. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Шенк, ПМ; Балмер, Миннесота (1998). «Происхождение гор на Ио в результате надвигов и крупномасштабных движений масс» (PDF) . Наука . 279 (5356): 1514–1517. Бибкод : 1998Sci...279.1514S . дои : 10.1126/science.279.5356.1514 . ПМИД   9488645 . S2CID   8518290 . Архивировано из оригинала (PDF) 19 февраля 2019 года.
  134. ^ Маккиннон, Всемирный банк; и др. (2001). «Хаос на Ио: модель образования горных блоков путем нагрева, плавления и наклона земной коры» (PDF) . Геология . 29 (2): 103–106. Бибкод : 2001Гео....29..103М . doi : 10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2 . S2CID   140149197 . Архивировано из оригинала (PDF) 11 февраля 2020 года.
  135. ^ Тэкли, Пи Джей (2001). «Конвекция в астеносфере Ио: перераспределение неравномерного приливного нагрева средними потоками». Дж. Геофиз. Рез . 106 (Е12): 32971–32981. Бибкод : 2001JGR...10632971T . дои : 10.1029/2000JE001411 . S2CID   130527846 .
  136. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Шенк, ПМ; Уилсон, Р.Р.; Дэвис, AG (2004). «Топография щитового вулкана и реология потоков лавы на Ио». Икар . 169 (1): 98–110. Бибкод : 2004Icar..169...98S . дои : 10.1016/j.icarus.2004.01.015 .
  137. ^ Мур, Дж. М.; и др. (2001). «Деградация рельефа и склоновые процессы на Ио: взгляд Галилея» (PDF) . Дж. Геофиз. Рез . 106 (Е12): 33223–33240. Бибкод : 2001JGR...10633223M . дои : 10.1029/2000JE001375 . Архивировано из оригинала (PDF) 18 июля 2019 года . Проверено 25 августа 2019 г.
  138. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и ж г Лелуш, Э.; и др. (2007). «Атмосфера Ио». Ин Лопес, RMC; и Спенсер-младший (ред.). Ио после Галилея . Спрингер-Праксис. стр. 231–264. ISBN  978-3-540-34681-4 .
  139. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и Уокер, AC; и др. (2010). «Комплексное численное моделирование сублимационной атмосферы Ио». Икар . дюйм пресс (1): 409–432. Бибкод : 2010Icar..207..409W . дои : 10.1016/j.icarus.2010.01.012 .
  140. ^ Спенсер, AC; и др. (2005). Ио. «Обнаружение в среднем инфракрасном диапазоне больших продольных асимметрий в SO
    2     атмосферы»     (PDF) . Icarus . 176 (2): 283–304. Bibcode : 2005Icar..176..283S . doi : 10.1016/j.icarus.2005.01.019 .
  141. ^ Гейсслер, ЧП; Гольдштейн, Д.Б. (2007). «Плюмы и их отложения». Ин Лопес, RMC; Спенсер, младший (ред.). Ио после Галилея . Спрингер-Праксис. стр. 163–192. ISBN  978-3-540-34681-4 .
  142. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Мулле, А.; и др. (2010). «Одновременное картирование SO2, SO, NaCl в атмосфере Ио с помощью субмиллиметровой матрицы». Икар . нажмите (1): 353–365. Бибкод : 2010Icar..208..353M . дои : 10.1016/j.icarus.2010.02.009 .
  143. ^ Феага, LM; и др. (2009). «Я на дневной стороне ТАК
    2     атмосферы». Icarus . 201 (2): 570–584. Bibcode : 2009Icar..201..570F . doi : 10.1016/j.icarus.2009.01.029 .
  144. ^ Спенсер, Джон (8 июня 2009 г.). «Алоха, Ио» . Блог Планетарного общества . Планетарное общество.
  145. ^ Цанг, CCC; Спенсер-младший; Лелуш, Э.; Лопес-Вальверде, Массачусетс; Рихтер, MJ (2 августа 2016 г.). «Коллапс первичной атмосферы Ио во время затмения Юпитера» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 121 (8): 1400–1410. Бибкод : 2016JGRE..121.1400T . дои : 10.1002/2016JE005025 . hdl : 10261/143708 . S2CID   19544014 .
  146. ^ Мур, Швейцария; и др. (2009). «Одномерное DSMC-моделирование коллапса и реформирования атмосферы Ио во время и после затмения». Икар . 201 (2): 585–597. Бибкод : 2009Icar..201..585M . дои : 10.1016/j.icarus.2009.01.006 .
  147. ^ Фанале, ФП; и др. (июнь 1981 г.). «Ио: Может ли конденсация/сублимация SO 2 вызвать иногда сообщаемое просветление после затмения?». Письма о геофизических исследованиях . 8 (6): 625–628. Бибкод : 1981GeoRL...8..625F . дои : 10.1029/GL008i006p00625 .
  148. ^ Нельсон, Роберт М.; и др. (февраль 1993 г.). «Яркость спутника Юпитера Ио после выхода из затмения: избранные наблюдения, 1981–1989». Икар . 101 (2): 223–233. Бибкод : 1993Icar..101..223N . дои : 10.1006/icar.1993.1020 .
  149. ^ Веверка, Дж.; и др. (июль 1981 г.). «Вояджер ищет просветление после затмения на Ио». Икар . 47 (1): 60–74. Бибкод : 1981Icar...47...60V . дои : 10.1016/0019-1035(81)90091-9 .
  150. ^ Секоски, Джеймс Дж.; Поттер, Майкл (сентябрь 1994 г.). «Исследование увеличения яркости и изменений альбедо на Ио после затмения космическим телескопом Хаббл». Икар . 111 (1): 73–78. Бибкод : 1994Icar..111...73S . дои : 10.1006/icar.1994.1134 .
  151. ^ Беллуччи, Джанкарло; и др. (ноябрь 2004 г.). «Наблюдение Cassini/VIMS за событием повышения яркости после затмения Ио». Икар . 172 (1): 141–148. Бибкод : 2004Icar..172..141B . дои : 10.1016/j.icarus.2004.05.012 .
  152. ^ Кроу, Роберт (2 августа 2016 г.). «Учёные-космонавты SwRI наблюдают коллапс атмосферы Ио во время затмения» . Юго-Западный научно-исследовательский институт . Проверено 4 октября 2018 г.
  153. ^ Цанг, Константин CC; и др. (август 2016 г.). «Коллапс первичной атмосферы Ио во время затмения Юпитера» (PDF) . Журнал геофизических исследований: Планеты . 121 (8): 1400–1410. Бибкод : 2016JGRE..121.1400T . дои : 10.1002/2016JE005025 . hdl : 10261/143708 . S2CID   19544014 .
  154. ^ Ретерфорд, К.Д.; и др. (2000). «Экваториальные пятна Ио: морфология нейтрального ультрафиолетового излучения» . Дж. Геофиз. Рез . 105 (A12): 27, 157–27, 165. Бибкод : 2000JGR...10527157R . дои : 10.1029/2000JA002500 .

Внешние ссылки [ править ]

Викискладе есть медиафайлы по теме Ио .

Общая информация [ править ]

Фильмы [ править ]

Изображения [ править ]

Карты [ править ]

Дополнительные ссылки [ править ]

[[Каtegory:Статьи, содержащие видеоклипы]]

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Io_(moon)&oldid=1223895632"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: e025c4dca19154683b86642209395973__1715723280
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/e0/73/e025c4dca19154683b86642209395973.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Io (moon) - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)