«Մասնակից:Ahaik/ավազ3»–ի խմբագրումների տարբերություն

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Դիտել պատմությունը
← Նախորդ տարբՀաջորդ տարբ →
Content deleted Content added
ՎիզուալԵլատեքստ
Տող 172. Տող 172.
''«Վոյաջեր»'' կայանից ստացված լուսանկարների վերլուծությունը թույլ տվեց ապացուցել, որ լավայի հոսքերը կազմված են ծծումբի տարբեր միացությունների հալոցքներից: Սակայն, հետագայում կատարված Երկրի մակերևույթից դիտարկումները և ''«Գալիլեո»'' ԱՄԿ հետազոտությունները ցույց տվեցին, որ այս հոսքերը կազմված են բազալտային լավայից և մաֆիկ և ուլտրամաֆիկ ապարների հալոցքներից<ref name="Battaglia2019">{{Cite conference |title= A Jökulhlaup-like Model for Secondary Sulfur Flows on Io |conference=50th Lunar and Planetary Science Conference. 18–22 March 2019. The Woodlands, Texas. |first=Steven M. |last=Battaglia |date=March 2019 |id=LPI Contribution No. 1189 |bibcode=2019LPI....50.1189B}}</ref>: Այս եզրահանգումները հիմնվում են Իոյի «տաք վայրերի» ջերմության չափումների վրա, որտեղ ջերմությունը հասնում է առնվազն 1300&nbsp;Կ, իսկ որոշ վայրերում նույնիսկ 1600&nbsp;Կ<ref name="Keszthelyi2007">{{cite journal |title=New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior |journal=Icarus |last=Keszthelyi |first=L. |display-authors=etal |pages=491–502 |volume=192 |issue=2 |date=2007 |doi=10.1016/j.icarus.2007.07.008 |bibcode=2007Icar..192..491K|url=https://zenodo.org/record/1259031/files/article.pdf }}</ref>: Համաձայն նախնական գնահատականների հրաբուխների ժայթքման ջերմաստիճանը պետք է հասներ 2000&nbsp;Կ-ի<ref name="Mcewen1998b"/>, սակայն դա սխալ համարվեց, քանի որ գնահատման ժամանակ օգտագործվել էր սխալ ջերմային մոդել<ref name="Keszthelyi2007" /><ref name="Battaglia2019" />:
''«Վոյաջեր»'' կայանից ստացված լուսանկարների վերլուծությունը թույլ տվեց ապացուցել, որ լավայի հոսքերը կազմված են ծծումբի տարբեր միացությունների հալոցքներից: Սակայն, հետագայում կատարված Երկրի մակերևույթից դիտարկումները և ''«Գալիլեո»'' ԱՄԿ հետազոտությունները ցույց տվեցին, որ այս հոսքերը կազմված են բազալտային լավայից և մաֆիկ և ուլտրամաֆիկ ապարների հալոցքներից<ref name="Battaglia2019">{{Cite conference |title= A Jökulhlaup-like Model for Secondary Sulfur Flows on Io |conference=50th Lunar and Planetary Science Conference. 18–22 March 2019. The Woodlands, Texas. |first=Steven M. |last=Battaglia |date=March 2019 |id=LPI Contribution No. 1189 |bibcode=2019LPI....50.1189B}}</ref>: Այս եզրահանգումները հիմնվում են Իոյի «տաք վայրերի» ջերմության չափումների վրա, որտեղ ջերմությունը հասնում է առնվազն 1300&nbsp;Կ, իսկ որոշ վայրերում նույնիսկ 1600&nbsp;Կ<ref name="Keszthelyi2007">{{cite journal |title=New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior |journal=Icarus |last=Keszthelyi |first=L. |display-authors=etal |pages=491–502 |volume=192 |issue=2 |date=2007 |doi=10.1016/j.icarus.2007.07.008 |bibcode=2007Icar..192..491K|url=https://zenodo.org/record/1259031/files/article.pdf }}</ref>: Համաձայն նախնական գնահատականների հրաբուխների ժայթքման ջերմաստիճանը պետք է հասներ 2000&nbsp;Կ-ի<ref name="Mcewen1998b"/>, սակայն դա սխալ համարվեց, քանի որ գնահատման ժամանակ օգտագործվել էր սխալ ջերմային մոդել<ref name="Keszthelyi2007" /><ref name="Battaglia2019" />:


[[Պելե (հրաբուխ)|Պելե]] և [[Լոկի (հրաբուխ)|Լոկի]] հրաբուխների մոտ գմբեթների հայտնաբերումը Իոյի երկրաբանական ակտիվոության առաջին նշաններն էին<ref name="Morabito1979"/>: Սովորաբար այս գմբեթները առաջանում են, երբ հրաբուխներից արտաժայթքվում են ցնդող նյութեր (ծծումբ և ծծմբի դիօքսիդ), այս արտաժայթքումների հոսքերի արագությունները կարող են հասնել 1 կմ/վ, և այս շիթերը ձևավորում են անձրևանոցանման գազերի և փոշու ամպեր: Այս հրաբխային գմբեթներում կան նաև այլ նյութեր՝ նատրիում, [[կալիում]] և [[քլոր]]<ref name="Roesler1999">{{cite journal |url= |title=Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS |journal=Science |first1=F. L. |last1=Roesler |first2=H. W. |last2=Moos |first3=R. J. |last3=Oliversen |first4=R. C. |last4=Woodward, Jr. |first5=K. D. |last5=Retherford |first6=F. |last6=Scherb |first7=M. A. |last7=McGrath |first8=W. H. |last8=Smyth |first9=P. D. |last9=Feldman |first10=D. F. |last10=Strobel |display-authors=5 |volume=283 |issue=5400 |pages=353–357 |date=January 1999 |doi=10.1126/science.283.5400.353 |pmid=9888844 |bibcode=1999Sci...283..353R}}</ref><ref name="Geissler1999">{{cite journal |title=Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io |journal=Science |first1=P. E. |last1=Geissler |first2=A. S. |last2=McEwen |first3=W. |last3=Ip |first4=M. J. S. |last4=Belton |first5=T. V. |last5=Johnson |first6=W. H. |last6=Smyth |first7=A. P. |last7=Ingersoll |display-authors=5 |volume=285 |issue=5429 |pages=870–874 |date=August 1999 |doi=10.1126/science.285.5429.870 |pmid=10436151 |bibcode=1999Sci...285..870G}}</ref>: Այս գմբեթները առաջանում են երկու ձևով<ref name="McEwen1983">{{cite journal |title=Two classes of volcanic plume on Io |journal=Icarus |last=McEwen |first=A. S. |last2=Soderblom |first2=L. A. |pages=197–226 |volume=55 |issue=2 |date=August 1983 |doi=10.1016/0019-1035(83)90075-1 |bibcode=1983Icar...55..191M}}</ref>: Io's largest plumes, such as those emitted by [[Pele (volcano)|Pele]], are created when dissolved sulfur and sulfur dioxide gas are released from erupting magma at volcanic vents or lava lakes, often dragging silicate pyroclastic material with them.<ref name="Battaglia2014">{{cite journal |title=Io's theothermal (sulfur) - Lithosphere cycle inferred from sulfur solubility modeling of Pele's magma supply |journal=Icarus |first1=Steven M. |last1=Battaglia |first2=Michael A. |last2=Stewart |first3=Susan W. |last3=Kieffer |volume=235 |pages=123–129 |date=June 2014 |doi=10.1016/j.icarus.2014.03.019 |bibcode=2014Icar..235..123B}}</ref> These plumes form red (from the short-chain sulfur) and black (from the silicate pyroclastics) deposits on the surface. Plumes formed in this manner are among the largest observed at Io, forming red rings more than {{convert|1000|km|sigfig=2|abbr=on}} in diameter. Examples of this plume type include Pele, Tvashtar, and [[Dazhbog Patera|Dazhbog]]. Another type of plume is produced when encroaching lava flows vaporize underlying sulfur dioxide frost, sending the sulfur skyward. This type of plume often forms bright circular deposits consisting of sulfur dioxide. These plumes are often less than {{convert|100|km|sigfig=2|abbr=on}} tall, and are among the most long-lived plumes on Io. Examples include Prometheus, Amirani, and [[Masubi (volcano)|Masubi]]. The erupted sulfurous compounds are concentrated in the upper crust from a decrease in sulfur solubility at greater depths in Io's lithosphere and can be a determinant for the eruption style of a hot spot.<ref name="Battaglia2014"/><ref name="Battaglia2015">{{Cite conference |title=Io: The role of Sulfide Droplet Nucleation in Pele-Type Volcanism |conference=46th Lunar and Planetary Science Conference. 16–20 March 2015. The Woodlands, Texas. |first=Steven M. |last=Battaglia |date=March 2015 |id=LPI Contribution No. 1832 |bibcode=2015LPI....46.1044B}}</ref><ref name="Battaglia2018">{{Cite conference |title=Does Io have a Lopsided Asthenosphere? Insights from Katla's Magma Plumbing System, Iceland |conference=49th Lunar and Planetary Science Conference. 19–23 March 2018. The Woodlands, Texas. |first=Steven M. |last=Battaglia |date=March 2018 |id=LPI Contribution No. 1047 |bibcode=2018LPI....49.1047B}}</ref>
[[Պելե (հրաբուխ)|Պելե]] և [[Լոկի (հրաբուխ)|Լոկի]] հրաբուխների մոտ շիթերի հայտնաբերումը Իոյի երկրաբանական ակտիվոության առաջին նշաններն էին<ref name="Morabito1979"/>: Սովորաբար այս շիթերը առաջանում են, երբ հրաբուխներից արտաժայթքվում են ցնդող նյութեր (ծծումբ և ծծմբի դիօքսիդ), այս արտաժայթքումների հոսքերի արագությունները կարող են հասնել 1 կմ/վ, և այս շիթերը ձևավորում են անձրևանոցանման գազերի և փոշու ամպեր: Հրաբխային շիթերում կան նաև այլ նյութեր՝ նատրիում, [[կալիում]] և [[քլոր]]<ref name="Roesler1999">{{cite journal |url= |title=Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS |journal=Science |first1=F. L. |last1=Roesler |first2=H. W. |last2=Moos |first3=R. J. |last3=Oliversen |first4=R. C. |last4=Woodward, Jr. |first5=K. D. |last5=Retherford |first6=F. |last6=Scherb |first7=M. A. |last7=McGrath |first8=W. H. |last8=Smyth |first9=P. D. |last9=Feldman |first10=D. F. |last10=Strobel |display-authors=5 |volume=283 |issue=5400 |pages=353–357 |date=January 1999 |doi=10.1126/science.283.5400.353 |pmid=9888844 |bibcode=1999Sci...283..353R}}</ref><ref name="Geissler1999">{{cite journal |title=Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io |journal=Science |first1=P. E. |last1=Geissler |first2=A. S. |last2=McEwen |first3=W. |last3=Ip |first4=M. J. S. |last4=Belton |first5=T. V. |last5=Johnson |first6=W. H. |last6=Smyth |first7=A. P. |last7=Ingersoll |display-authors=5 |volume=285 |issue=5429 |pages=870–874 |date=August 1999 |doi=10.1126/science.285.5429.870 |pmid=10436151 |bibcode=1999Sci...285..870G}}</ref>: Այս շիթերը առաջանում են երկու ձևով<ref name="McEwen1983">{{cite journal |title=Two classes of volcanic plume on Io |journal=Icarus |last=McEwen |first=A. S. |last2=Soderblom |first2=L. A. |pages=197–226 |volume=55 |issue=2 |date=August 1983 |doi=10.1016/0019-1035(83)90075-1 |bibcode=1983Icar...55..191M}}</ref>: Առաջին ձևը, որոնք իրենցից ներկայացնում են արբանյակի վրա առաջացող ամենամեծ շիթերը, ինչպես օրինակ [[Պելե (հրաբուխ)|Պելե]] հրաբուխի մոտ, առաջանում են, երբ հալած ծծումբը և ծծմբի երկօքսիդի գազերը անջատվում են հրաբխերից ժայթքող լավայից կամ լավայի լճերից, և հաճախ իրենց հետ բերում են սիլիկատային նյութեր<ref name="Battaglia2014">{{cite journal |title=Io's theothermal (sulfur) - Lithosphere cycle inferred from sulfur solubility modeling of Pele's magma supply |journal=Icarus |first1=Steven M. |last1=Battaglia |first2=Michael A. |last2=Stewart |first3=Susan W. |last3=Kieffer |volume=235 |pages=123–129 |date=June 2014 |doi=10.1016/j.icarus.2014.03.019 |bibcode=2014Icar..235..123B}}</ref>: Այս շիթերը մակերևույթի վրա թողնում են կարմիր և սև նստվածքներ: Այսպես առաջացած շիթերը Իոյի վրա դիտարկված ամենամեծն են, որոնց նստվածքները տարածվում են ավելին քան 1000 կմ տրամագծով: Այսպիսի ծագում ունեցող շիթերի նստվածքները շրջապատում են Պելե, Տվաշտար և Դաժբոգ հրաբուխները: Երկրորդ ձևով առաջացող շիթերը առաջանում են երբ հոսող լավան գոլորշիացնում է մակերևույթի սառած ծծումբի երկօքսիդը, որը և բարձրանում է երկինք շիթերի տեսքով: Այսպիսի շիթերը առաջացնում են բաց գույնի շրջանաձև նստվածքներ, որոնք կազմված են ծծումբի երկօքսիդից: Այսպիսի շիթերի նստվածքները հիմնականում համեմատաբար փոքր են, ունենում են մոտ 100 բարձրություն, և Իոյի վրա առավել երկար ժամանակ են պահպանվում: Այսպիսի շիթերի օրինակներ են Պրոմեթևս, Ամիրանի և [[Մասուբի (հրաբուխ)|Մասուբի]] հրաբուխների մոտ առաջացած շիթերը:
{{clear left}}
{{clear left}}


05:16, 27 Հունիսի 2020-ի տարբերակ

Սա Ahaik մասնակցի սևագրության էջն է՝ «ավազարկղը», և մասնակցի էջի ենթաէջերից մեկն է։ Այն ծառայում է որպես սևագիր և փորձարկումների վայր։ Սա հանրագիտարանային հոդված չէ։

Ձեր անձնական ավազարկղը ստեղծելու համար սեղմեք այստեղ։

Այլ ավազարկղեր՝ Ընդհանուր ավազարկղ

Իո
(Յուպիտեր I)
Io
«Գալիլեո» ԱՄԿ-ից ստացված իրական գույներում լուսանկարը
Հիմնական տվյալներ
Հայտնաբերվել է8 հունվար 1610[1] թ. (Գալիլեո Գալիլեյի կողմից)
Բացարձակ մեծություն (H)5,02[2]
Հեռավորությունը Յուպիտեր421 700 կմ
Ուղեծրային տվյալներ
Պերիհելին420 000 կմ
Ապոհելին423 400 կմ
Մեծ կիսաառանցք421 700 կմ
Էքսցենտրիսիտետ0,0041
Սիդերիկ պարբերություն1,769137786 օր
Ուղեծրային արագություն17,334 կմ/վ
Թեքվածություն0,05° (Յուպիտերի հասարակածի նկատմամբ)
2,213° (խավարածրի հարթության նկատմամբ)
Ֆիզիկական հատկանիշներ
Շառավիղ1821,6 կմ[3]
Մակերևույթի մակերես41,91 միլիոն կմ²
Ծավալ2,53 × 1010 կմ3
Զանգված8,931938 × 1022 կգ[3]
Միջին խտություն3,528 ± 0,006 գ/սմ3[3]
Հասարակածային մակերևութային ձգողություն1,796 մ/վ²
Հասարակածային պտույտի արագություն271 կմ/ժ
2-րդ տիեզերական արագություն2,558 կմ/վ
Պտույտի պարբերությունՍինքրոն
Ալբեդո0,63 ± 0,02[3]
Մթնոլորտային տվյալներ
Քիմիական կազմ90% ծծմբի երկօքսիդ
Մթնոլորտի ջերմաստիճան90

Իո (հին հունարեն՝ Ἰώ), Յուպիտերի Գալիլեյան արբանյակներից մոլորակին ամենամոտ գտնվող արբանյակն է։ Այն Արեգակնային համակարգի արբանյակների միջև չորրորդն է մեծությամբ, ունի արբանյակների մեջ ամենա մեծ խտության ցուցանիշը, և պարունակում է ջրի ամենափոքր հարաբերական քանակ Արեգակնային համակարգի բոլոր մարմինների միջև։ Հայտնաբերել է Գալիլեո Գալիլեյը` 1610 թվականին։ Անունն ստացել է հին հունական առասպելներից մեկի գործող անձ Իոյի պատվին, ով Զևսի սիրուհին էր և ում հետապնդում էր Հերան։

Արբանյակի վրա կան ավելին քան 400 գործող հրաբուխներ, դրանով իսկ այն համարվում է Արեգակնային համակարգի երկրաբանորեն ամենաակտիվ մարմինը[4][5]։ Այս երկրաբանական ակտիվությունը հանդիսանում է Յուպիտերի, Իոյի և մյուս Գալիլեյան արբանյակների միջև գործող մակընթացային փոխազդեցությունների հետևանք, որի արդյունքում արբանյակի ընդերքում գոյանում է զգալի ջերմություն։ Արբանյակի որոշ հրոբուխներ արտանետում են ծծումբի և ծծմբի երկօքսիդի շիթեր, որոնք հասնում են մակերևույթից 500 կմ բարձրության։ Իոյի մակերևույթի վրա նկատվում են նաև ավելին քան 100 լեռներ, որոնք հանդիսանում են արբանյակի սիլիկատե կեղևի դեֆորմացման։ Այս պիկերից որոշները ավելի բարձր են քան Էվերեստ լեռն է[6]։ Ի տարբերություն Արեգակնային համակարգի արբանյակների մեծամասնության, որոնք հիմնականում կազմված են ջրային սառույցից, Իոն հիմնականում կազմված է սիլիկատե ապարներից, որոնք ծածկում են հալված վիճակում գտնվող երկաթյա և երկաթի սուլֆիդից կազմված միջուկը միջուկը։ Իոյի մակերևույթի մեծ մասը իրենից ներկայացնում է հարթավայրեր, որոնք ծածկված են սառած ծծումբով և ծծմբի երկօքսիդով։

Իոյի հրաբխային ակտիվությունը հանգեցրել է արբանյակի բազմաթիվ յուրօրինակ առանձնահատկությունների առաջացմանը: Նրա հրաբխային շիթերը և լավայի հոսքերը առաջացնում են մակերևույթի մեծ փոփոխություններ և ներկում են մակերևույթը դեղին, կարմիր, սպիտակ, սև և կանաչ գույների երանգներով, հիմնականում ծծմբի միացությունների և ծծմբի ալոտրոպների պատճառով: Մակերևույթին առկա են մի քանի լավայի հոսքեր, դրանցից մի որոշները ունեն 500 կմ երկարություն: Հրաբխային ակտիվության հետևանքով արտանետված նյութերն են կազմում արբանյակի բարակ և նոսր մթնոլորտը, իսկ Յուպիտերի հզոր մագնիսոլորտի պատճառով արտանետված գազերը առաջացնում են Յուպիտերի շուրջ գազայինն թոր:

Իոն ունեցել է մեծ նշանակություն աստղագիտության զարգացման համար 17-րդ և 18-րդ դարերում: Այն հայտնաբերվել է 1610 թվականի հունվարին Գալիլեո Գալիլեյի կողմից, մյուս Գալիլեյան արբանյակների հետ մեկտեղ: Այս հայտնագործությունը բերեց հետագգայում Արեգակնային համակարգի Կոպերնիկոսի մոդելի ընդունմանը, Յոհան Կեպլերի շարժման օրենքների հայտնագործությանը, և Ռյոմերի կողմից լույսի արագության չափմանը: Երկրից դիտելիս Իոն մնում էր լույսի կետ մինչև ուշ 19-րդ դարը, երբ հնարավոր դարձավ դիտել նրա մակերևույթի խոշոր առանձնահատկությունները, այնպիսիք, ինչես մուգ բևեռային և պայծառ հասարակածային շրջանները: 1979 թվականին երկու Վոյաջեր կայանները անցնելով Յուպիտերի համակարգով ցույց տվեցին, որ Իոն երկրաբանորեն ակտիվ աշխարհ է, բազմաթիվ հրաբուխներով, հսկայական լեռներով և երիտասարդ մակերևույթով, առանց ակնհայտ հարվածային խառնարանների: 1990-ականներին և 2000-ականների սկզբում Գալիլեո կայանը կատարեց մի քանի մոտ անցումներ Իոյի մոտով, բացահայտելով արբանյակի ընդերքային կազմության և մակերևույթի առանձնահատկությունների մասին տեղեկություններ: Տիեզերակայանի միջոցով նաև պարզվել է Իոյի և Յուպիտերի մագնիսոլորտի փոխազդեցությունը և բարձր էներգիայի մասնիկների գոտու առկայությունը Իոյի ուղեծրում: Իոն մեկ օրվա ընթացքում ստանում է մոտ 36 Sv իոնացնող ճառագայթում[7]:

Հետագա հետազոտությունները կատարվել են Կասինի-Հյուգենս կայանից 2000 թվականին, New Horizons կայանից 2007 թվականին և Ջունո կայանից 2017 և 2018 թվականներին, ինչպես նաև Երկրի վրա տեղակայված և Երկրի ուղեծրում գտնվող ([[Հաբլ (աստղադիտակ)]Հաբլ]) աստղադիտակներից:

Անվանումաբանություն

Տե՛ս նաև՝ Իոյի շրջանների ցանկ, Իոյի հրաբխային առանձնահատկությունների ցանկ, և Իոյի լեռների ցանկ
Չափերի համաեմատությունը՝ Իո (ներքևում ձախից), Լուսին (վերևում ձախից) և Երկիր

Չնայած Սիմոն Մարիուս չի նշվում որպես Գալիլեյան արբանյակների հայտնաբերող, նրա կողմից առաջարկված արբանյակների անունները ընդունվել են: Իր 1614 թվականի Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici աշխատության մեջ նա առաջարկեց մի քանի անուններ Յուպիտերի ամենամոտ արբանյակի համար, օրինակ՝ "Յուպիտերի Մերկուրի" և "Յուպիտերյան առաջին մոլորակ"[8]: Յոհան Կեպլերի 1613 թվականի հոկտեմբերի առաջարկության վրա հիմնվելով նա վերանայեց իր անվանումաբանությունը և առաջարկեց ամեն արբանյակը անվանել Հունական դիցաբանության Զևսի կամ նրա Հռոմեական նմանակի, Յուպիտերի սիրուհիների անուններով: Նա անվանեց Յուպիտերին ամենամոտ արբանյակը Հունական դիցաբանության կերպար Իոյի անունով[8][9]: Մարիուսի առաջարկած անունները հետագա դարերում լայնորեն չէր ընդունվել, մինչև 20-րդ դարի կեսը[10]: Ավելի վաղ հրապարակվող աստղագիտական գրականությունում Իոն հիմնականում նշվում էր իր հրթական համարով հռոմեական թվերով՝ Յուպիտեր I, այս անվանումների համակարգը առաջարկել էր Գալիլեյը[11] or as "the first satellite of Jupiter".[12][13]:

Իոյի վրա գտնվող առանձնահատկությունները անվանվում են Իոյի առասպելի տեղանուններով կամ հերոսների, տարաբնույթ առասպելների կրակի, հրաբուխների, Արեգակի և փոթորիկների աստվածությունների անուններով, ինչպես նաև Դանթեի Աստվածային կատակերգության հերոսների և տեղանունների անուններով[14]: Քանի որ մակերևույթը հնարավոր է եղել դիտարկել առաջինանգամ միայն Վոյաջեր-1 կայանից, Միջազգային աստղագիտական միությունը միանգամից հաստատեց Իոյի հրաբուխների, լեռների, հարթավայրերի և մեծ առանձնահատկությունների 225 անուններ:

Հետազոտությունների պատոմություն

Հիմնական հոդված՝ Իոյի հետազոտություններ
Գալիլեո Գալիլեյը, Իոյի հայտնաբերողը

Իոյի առաջին դիտարկումը կատարել է Գալիլեո Գալիլեյը Պադուայի համալսարանում 1610 թվականի հունվարի 7-ին, օգտագործելով 20x խոշորացնող, ռեֆրակտոր աստղադիտակ: Սակայն դիտարկման ժամանակ Գալիլեյը չէր կարողացել առանձնացնել Իոն և Եվրոպան, աստղադիտակի թուլության պատճառով, այնպես որ այս երկուսը գրանցվել էին որպես մեկ լույսի աղբյուր: Իոն և Եվրոպան երևացին իրարից առանձին հաջորդ օրվա դիտարկումների ժամանակ, հունվարի 8-ին (այս ամսաթիվը օգտագործվում է ՄԱՄ-ի կողմից որպես Իոյի հայտնաբերման օր)[1]: Իոյի և այլ Գալիլեյան արբանյակների հայտնաբերումը Գալիլեյը գրել է իր Sidereus Nuncius աշխատության մեջ 1610 թվականի մարտին[15]: Իր 1614 թվականի հրապարակված Mundus Jovialis աշխատության մեջ Սիմոն Մարիուսը պնդում էր, որ հայտնաբերել էր Իոն և Յուպիտերի մյուս արբանյակները 1609 թվականին, մեկ շաբաթ Գալիլեյից առաջ: Գալիլեյը կասկածի ենթարկեց այս պնդումը և անվանեց Մարիուսի աշխատությունը որպես գրագողություն: Չնայած այս ամենին Մարիուսը գրանցել է առաջին դիտարկման կատարումը 1609 թվականի դեկտեմբերի 29-ին Հուլյան օրացույցով, որը նույնն է ինչ 1610 թվականի հունվարի 8-ը Գրիգորյան օրացույցով, որն էլ օգտագործել է Գալիլեյը[16]: Քանի որ Գալիլեյը հրապարակել է իր աշխատությունը Մարիուսից առաջ, նրան է շնորհվել հայտնագործության առաջնությունը[17]:

Հաջորդ երկու և կես հարյուրամյակների ընթացքում Իոն մնաց աստղագետների համար 5-րդ մեծության լույսի կետ: 17-րդ դարում Իոն և մյուս Գալիլեյան արբանյակները ծառայել են բազմաթիվ նպատակների, ներառյալ աշխարհագրական երկայնության չափում[18], Կեպլերի երրորդ օրենքի հիմնավորում, և լույսի արագության չափումներ[15]: Հիմնվելով Ջովանի Կասինիի կողմից հաշվարկված էֆեմերիդների վրա, Լապլասը ստեղծոց մաթեմատիկական տեսություն, որը բացատրում էր Իոյի, Եվրոպայի և Գանիմեդի միջև ուղեծրային ռեզոնանսը[15]: Հետագայում պարզվեց, որ այս ռեզոնանսը ունի հսկայական ազդեցույթուն երեք արբանյակների երկրաբանության վրա:

19-րդ և 20-րդ դարերի ընթացքում աստղադիտակների զարգացումը թույլ տվեց աստղագետներին դիտել արբանյակի մակերևույթի մեծ առանձնահատլույունները: 1890-ականներին Էդվարդ Բարնարդը առաջինն էր, որ դիտարկեց Իոյի պայծառության տատանումները հասարակածային և բևեռային շրջաններում, ճշմարտացիորեն նկատելով, որ դա կապված է արբանյակի մակերևույթի գույնի և ալբեդոյի տարբերություններով, ի հակադրություն ավելի վաղ առաջ քաշված Ուիլիամ Պիկերինգի վարկածի, որ Իոն ունի ձվաձև տեսք, կամ կազմված է երկու առանձին մարմիններից, ինչպես սկլզբում կարծում էր Բարնարդը[12][13][19]: Ավելի ուշ կատարված աստղադիտակներով ուսումնասիրությունները հաստատեցին Իոյի կարմրա-շագանակագույն գույնը բևեռային շրջաններում և դեղնա-սպիտակ գույնը հասարակածային գոտում[20]:

20-րդ դարի աստղագիտական դիտարկումները ցույց տվեցին, որ Իոն արտասովոր մարմին է: Նրա սպեկտրոսկոպիկ դիտարկումները ցույց տվեցին, որ արբանյակի մակերևույթին չկա ջրային սառույց (ինչպես դա հայտնաբերվել էր մյուս Գալիլեյան արբանյակների վրա)[21]: Այս ուսումնասիրությունները ցույց տվեցին, որ մակերևույթին առկա են նատրիումական աղեր և ծծումբ[22]: Ռադիոաստղադիտակներով կատարված դիտարկումները ցույց տվեցին Իոյի ազդեցությունը Յուպիտերի մագնիսոլորտի վրա[23]:

Պիոներ

Առաջին տիեզերական սարքերը, որ անցան Իոյի մոտով Պիոներ-10 և 11 ԱՄԿ-ների զույգն էր, ինչը տեղի ունեցավ համապատասխանաբար 1973 թվականի դեկտեմբերի 3-ին և 1974 թվականի դեկտեմբերի 2-ին[24]: Արբանյակի ռադիո-հետազոտությունները թույլ տվեցին ճշգրտել Իոյի զանգվածը, ինչը արդեն հայտնի արբանյակի չափերի հետ միասնին թույլ տվեցին հաշվարկել նրա խտությունը: Արդյունքում պարզվեց, որ Իոն ունի Գալիլեյան արբանյակներից ամենամեծ խտությունը, և կազմված է հիմնականում սիլիկատայի ապարներից, այլ ոչ ջրային սառույցից[25]: Պիոներները նաև հայտնաբերեցին բարակ մթնոլորտ արբանյակի շուրջ, ինչպես նաև Իոյի մոտ գտնվող հզոր ռադիացիոն գոտիները: Պիոներ-11-ի վրա տեղադրված խցիկը կատարեց Իոյի ամենալավ որակի լուսանկարը երկու սարքերի միջև, այն ցույց էր տալիս արբանյակի հյուսիսային բևեռային շրջանը[26]: Ավելի մոտիկից լուսանկարումներ պլանավորվում էին Պիոներ 10-ի դեպքում, սակայն դրանք կորսվեցին բարձր ռադիացիոն միջավայրի պայմաններում[24]:

Վոյաջեր

Վոյաջեր-1 կայանից արված լուսանկարների խճանկար, որում ծածկվում է Իոյի հարավային բևեռը: Երևում են Իոյի երկու ամենաբարձր լեռները, Եվբեա լեռը վերին ձախ մասում և Հաեմուս լեռը ներքևում:

Վոյաջեր-1 և Վոյաջեր-2 ավտոմատ միջմոլորակային կայանները անցան Իոյի մոտով 1979 թվականին: Դրանք զինված էին ավելի կատարելագործված լուսանկարչական խցիկներով, ինչը թույլ տվց ստանալ շատ ավելի մանրակրկիտ դետալավորմամբ լուսանկարներ: Վոյաջեր-1 կայանը անցավ արբանյակի մոտով մարտի 5-ին, 20 600 կմ հեռավորության վրա[27]: Լուսանկարները բացահայտեցին տարօրինակ, բազմագույն լանդշաֆտ, որում բացակայում էին հարվածային խառնարանները[28][29]: Ամենաբարձր ճշտության լուսանկարները ցույց տվեցին համեմատաբար երիտասարդ մակերևույթ որի վրա կային տարօրինակ ձևավորված փոսեր և լեռներ, որոնք ավելի բարձր էին քան Էվերեստը և առանձնահատկություններ, որոնք հիշեցնում են հրաբխային լավայի հոսքեր:

Անցումից քիչ անց Վոյաջերի նավավարմամբ զբաղվող ճարտարագետ Լինդա Ա. Մորաբիտոն լուսանկարներից մեկի վրա նկատեց մակերևույթից բխող շիթ[30]: Վոյաջեր-1 կայանի այլ լուսանկարների վերլուծությունը ցույց տվեց այսպիսի շիթեր տարածված ամբողջ մակերևույթով, ապացուցելով Իոյի հրաբխային ակտիվությունը[31]: Այս հետևությունը կանխատեսվել էր Վոյաջեր-1 կայանի անցումի առաջ Ստենտոն Փիլի, Պատրիկ Կասենի և Ռ. Տ. Ռեյնոլդսի կողմից, նրանք իրենց աշխատությունում նշել էին, որ համաձայն հաշվարկների Իոյի ընդերքում պետք է կուտակվի զգալի էներգիա, որն առաջանում է մակընթացային տաքացման արդյունքում, որն էլ իր հերթին առաջանում է Եվրոպայի և Գանիմեդի հետ ուղեծրային ռեզոնանսի արդյունքում[32]: Այս անցման արդյունքում հավաքաված տվյալները ցույց են տալիս, որ Իոյի մակերևույթը ծածկված է ծծումբի և ծծմբի երկօքսիդի սառույցներով: Այս միացությունները նույնպես գերիշխում են մթնոլորտում և Իոյի ուղեծիրը շրջապատող պլազմայի թորում (որը նույնպես հայտնաբերել էր Վոյաջերը)[33][34][35]:

Վոյաջեր-2 կայանը անցավ 1 130 000 կմ հեռավորության վրա հուլիսի 9-ին: Չնայած այն հանգամանքին, որ այս սարքը անցավ արբանյակից ավելի հեռու քան Վոյաջեր-1 կայանը, երկու տիեզերանավերից ստացված լուսանկարները ցույց տվեցին մակերևույթի փոփոխությունները, որոնք տեղի էին ունեցել ընդամենը չորս ամսվա ընթացքում: Ավելացրած դրան, բացահայտվեց, որ մարտ ամսին հայտնաբերված ինը շիթերից յոթը դեռևս ակտիվ էին 1979 թվականի հուլիսին, և միայն Պելե հրաբուխն էր դադարել ժայթքել անցումների միջև[36]:

Գալիլեո

Գալիլեո կայանից արված ուժեղացված գույներով լուսամկար, որում երևում է մութ կետը (շրջապատող կարմիր օղակը ենթադրվում է որ կազմված է կարճ շղթայավոր ծծումբի ալոտրոպներից ժայթքված Պելե հրաբուխից 1997 թվականին)

Գալիլեո կայանը հասավ Յուպիտերի ուղեծիր 1995 թվականին վեց տարի ձգվող ճանապարհորդությունից հետո: Իոյի տեղակայումը Յուպիտերին մոտ հզոր ռադիացիոն գոտում թույլ չէր տալիս երկարատև անցումներ կազմակերպել արբանյակի մոտով, սակայն Գալիլեոն անցավ Իոյի մոտով իր հիմնական ուղեծիրը մտնելուց առաջ: Չնայած այն հանգամանքին, որ 1995 թվականի դեկտեմբերի 7-ի մոտ անցման ընթացքում լուսանկարներ չեն կատարվել, անցման արդյունքում ստացվեցին կարևոր տվյալներ, որոնցից էր Իոյի մոտ մեծ երկաթյա միջուկի հայտնաբերումը, նման ներքին Արեգակնային համակարգի մոլորակների միջուկներին[37]:

Չնայած մոտ տարածությունից արված լուսանկարների բացակայությանը և տվյալների քանակի փոխանցման մեխանիկական խնդիրների Գալիլեոյի առաջին առաքելության ընթացքում կատարվեցին մի քանի նշանակալի հայտնագործություններ: Գալիլեոյից դիտարկվեցին Պիլլան Պատերայի վրա մեծ ժայթքման երևույթը, որը հաստատեց արբանյակի հրաբխային ժայթքումները արտանետում են սիլիկատային մագմա և մագնեզիումով և երկաթով հարուստ ապարներ[38]: Այս առաքելության ընթացքում համարյա ամեն ուղեծրային պտույտի ժամանակ կատարվել են Իոյի հեռահար լուսանկարներ, որոնցում բացահայտվել են բազմաթիվ ակտիվ հրաբուխներ (ջերմային էմիսիայի արտանետումներ սառող լավայից, և հրաբխային մագմայի շիթերի արտանետում), տարաբնույթ ծագման բազմաթիվ լեռներ, ինչպես նաև որոշ մակերևույթի փոփոխություններ, որոնք տեղի են ունեցել ինչպես Վոյաջերների և Գալիլեոյի առաքելությունների միջև, այնպես էլ Գալիլեոյի տարեր ուղեծրերի միջև[39]:

Գալիլեո սարքի առաքելությունը երկու անգամ երկարացվեց 1997 և 2000 թվականներին: Այս երկարացված առաքելությունների ընթացքում կայանը անցել է Իոյի մոտով երեք անգամ՝ ուշ 1999-ին և վաղ 2000 թվականին և երեք անգամ ուշ 2001 և վաղ 2002 թվականներին: Այս անցումների ժամանակ կատարված դիտարկումները բացահայտեցին Իոյի վրա տեղի ունեցող երկրաբանական պրոցեսները, բացառեցին արբանյակի մագնիսական դաշտի առկայությունը, և ցույց տվեցին բարձր հրաբխային ակտիվությունը[39]: 2000 թվականի դեկտեմբերին Կասինի ԱՄԿ-ն, իր դեպի Սատուրն ճանապարհին, բավականին հեռվից անցավ Յուպիտերի համակարգի մոտով, հնարավորություն ստեղծելով կատարել Գալիլեոյի հետ զույգված հետազոտություններ կատարելու համար: Այս դիտարկումները բացահայտեցին նոր ժայթքում Տվաշտար Պատերայում և թույլ տվեցին պատկերացում կազմել Իոյի բևեռափայլերի մասին[40]:

Հետագա հետազոտություններ

Մակերևույթի փոփոխությունները Գալիլեոյի և Նոր Հորիզոնների դիտարկումների միջև, ութ տարիների արդյունքում:

2003 թվականի սեպտեմբերին Գալիլեոյի Յուպիտերի հետ պլանավորված բախումից հետո Իոյի հրաբխային գործունեության նոր հետազոտությունները կատարվել են Երկրի վրա և ուղեծրում գտնվող աստղադիտակներից: Մասնավորապես, Մաունա Կեա աստղադիտարանի Վ. Մ. Կեկի աստղադիտակից, ինչպես նաև Հաբլ տիեզերական աստղադիտակից[41][42]: Այս դիտարկումները թույլ տվեցին հետևել Իոյի հրաբուխներին, նույնիսկ չունենալով ակտիվ աշխատող տիեզերական սարք Յուպիտերի համակարգում:

Նոր Հորիզոններ

Նոր Հորիզոններ ԱՄԿ-ն, իր դեպի Պլուտոն և Կոյպերի գոտի ճանապարհին անցավ Յուպիտերի համակարգի և Իոյի մոտով 2007 թվականի փետրվարի 28-ին: Անցման ժամանակ կատարվել են Իոյի բազմաթիվ դիտարկումներ: Ներառյալ՝ Տվաշտարում մեծ ժայթքումը, որը 1979 թվականի Պելեյի հրաբուխի ժայթքումից ի վեր առաջին մեծ հրաբխային ժայթքումն էր գրանցված արբանյակի վրա[43]: Նոր Հորիզոնները նաև լուսանկարեց Գիրու Պատերայի վրա գտնվող հրաբուխի ժայթքման սկզբի պահերը, ինչպես նաև այլ հրաբուխների ժայթքումները, որոնք սկսվել էին Գալիլեոյից հետո[43]:

Ապագա պլաններ

Այս պահին Յուպիտերի համակարգում գործում է Ջունո ԱՄԿ-ն, որը արձակվել է 2011 թվականի օգոստոսի 5-ին: Այն չունի լուսանկարման հնարավորություն, սակայն կարողանում է ուսումնասիրել Իոյի հրաբխային ակտիվությունը, օգտագործելով մոտ-ինֆրակարմիր սպեկտրոմետր:

2022 թվականին ԵՏԳ-ն նախատեսում է արձակել Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) ԱՄԿ-ն, որը հասնելով Յուպիտերի համակարգ 2030 թվականին պետք է անցկացնի արբանյակների հետազոտություններ, և ի վերջո դուրս գա Գանիմեդի ուղեծիր[44][45]: JUICE առաքելությունը չի նախատեսում սարքի անցում Իոյի մոտով, սակայն նախատեսվում է, որ այն կիրականացնի արբանյակի հետազոտություններ Յուպիտերի համակարգում երկու տարի տևող մանևրների ընթացքում, օգտագործելով նեղ անկյունային խցիկը:

ՆԱՍԱ-յի Դիսքավերի ծրագրին է առաջարկվել Io Volcano Observer (IVO) ԱՄԿ-ի նախագիծը, որը նախատեսվում է արձակել 2021 թվականին: Նախատեսվում է, որ տիեզերական սարքը կկատարի Իոյի մոտով բազմաթիվ անցումներ գտնվելով Յուպիտերի ուղեծրում, սկսած 2026 թվականից[46]:

Ուղեծիր և պտույտ

Տե՛ս նաև՝ Մակընթացային տաքացում
Գալիլեյան արբանյակների պտույտը Յուպիտերի շուրջ
     Յուպիտեր      Իո      Եվրոպա
     Գանիմեդ      Կալիստո
Իոյի Լապլասի ռեզոնանսը Եվրոպայի և Գանիմեդի հետ

Իոն պտտվում է Յուպիտերի շուրջ մոտ 421 700 կմ հեռավորության վրա Յուպիտերի կենտրոնից և 350 000 կմ հեռավորության վրա մոլորակի ամպերից: Այն Գալիլեյան արբանյակներից ամենամոտն է մոլորակին։ Իոյի ուղեծիրը ընկնում է Թեբեյի և Եվրոպայի ուղեծրերի միջև: Իոն հինգերորդն է Յուպիտերից հեռավորությամբ բոլոր արբանյակների միջև: Մեկ ուղեծրային պտույտը Յուպիտերի շուրջ կազմում է 42,5 ժամ:

Իոն գտնվում է 2:1 ուղեծրային ռեզոնանսի մեջ Եվրոպայի և 4:1 ուղեծրային ռեզոնանսի Գանիմեդի հետ: Այս ռեզոնանսը պահպանում է Իոյի ուղեծրի էքսցենտրիսիտետը (0,0041), որը իր հերթին հանդիսանում է արբանյակի երկրաբանական ակտիվության համար տաքացման գլխավոր աղբյուրը[32]: Առանց այս պարտադրված էքսցենտրիսիտետի, Իոյի ուղեծիրը կդառնար ավելի շրջանաձև, դրանով իսկ բերելով նրա երկաբանական գործընթացների հանդարտեցմանը:

Ինչպես մյուս Գալիլեյան արբանյակները և Լուսինը Իոն պտտվում է սինքրոն իր ուղեծրի պարբերության հետ, և նրա միայն մի կողմն է միշտ ուղղված դեպի Յուպիտեր: Իոյի Յուպիտերին ուղղված կողմը անվանում են անդրյուպիտերյան կիսագունդ, իսկ մյուսը կողմը հակայուպիտերյան կիսագունդ[47]:

Իոյի մակերևույթից Յուպիտերը երևում է 19.5° աղեղի ակնյունով, այսինքն մոտ 39 անգամ ավելի մեծ քան երևում է Լուսինը Երկրի երկնակամարում:

Փոխազդեցություն Յուպիտերի մագնիսոլորտի հետ

Յուպիտերի մագնիսոլորտի սխեման, և պատկերի կենտրոնական մասում Իոյի կողմից ազդեցության հետևանքները, պլազմայի թորը (կարմիր), չեզոք ամպը (դեղին), հոսքերի խողովակը (կանաչ), և մագնիսական դաշտի գծերը (կապույտ)[48]

Իոն ունի կարևոր դեր Յուպիտերի մագնիսոլորտում, այն գործում է որպես էլեկտրական գեներատոր, որը առաջացնում է իր շուրջ 400 000 վոլտ լարում և ստեղծում է 3 միլիոն ամպեր հոսանքի ուժ, արձակելով իոններ, որոնք ավելին քան երկու անգամ մեծացնում են Յուպիտերի մագնիսոլորտը, քան այն կարող էր լինել Իոյի բացակայության դեպքում[49]: Յուպիտերի մագնիսոլորտը քշում է Իոյի մակերևույթից և մթնոլորտից գազերը և փոշին մոտավորապես 1 տոննա վայրկյանում արագությամբ[50]: Այս նյութը հիմնականում բաղկացած է իոնացված կամ ատոմային ծծմբից, թթվածնից և քլորից; ատոմային նատրիումից և կալիումից; մոլեկուլային ծծմբի երկօքսիդից և ծծմբից, ինչպես նաև նատրիումի քլորիդի փոշուց[50][51]: Այս նյութերը արտադրվում են Իոյի հրաբխային գործունեության արդյունքում, սակայն Յուպիտերի մագնիսոլորտ արտանետվող մասնիկները արտանետվում են մթնոլորտից: Իոյից Յուպիտերի մագնիսոլորտ արտանետված նյութերը արդյունքում կախված իրենց իոնիզացման վիճակից և կազմությունից հավաքվում են չեզոք ամպերում և Յուպիտերի ռադիացիոն գոտիներում, իսկ որոշ դեպքերում ատրանետվում են Յուպիտերի համակարգից:

Իոյին շրջապատում է (մոտ վեց Իոյի շառավիղ հեռավորության վրա նրա մակերևույթից) ծծումբի, թթվածնի, նատրիումի և կալիումի ատոմներից բաղկացած չեզոք ամպ: Այս մասնիկները արտանետվել են Իոյի մթնոլորտի վերին շերտերից, իոնների և պլազմային տորի հետ բախումների հետևանքով, լցնելով Իոյի Հիլլի գունդը (տարածք, որտեղ Իոյի ձգողական ուժը ավելի մեծ է քան Յուպիտերինը): Այս նյութի որոշ մասը հաղթահարում է Իոյի ձգողական դաշտը և դուրս է մղվում Յուպիտերի շրջապատող տարածք: Արտանետված նյութը ձևավորում է բանանի տեսք ունեցող չեզոք ամպ, որը ձգվում է մոտ վեց Յուպիտերի շառավիղ հեռավորության վրա Իոյից ետ և առաջ ուղեծրով, ինչպես նաև Իոյի ուղեծրից դուրս և ներս[50]: Մասնիկների արտանետման աղբյուր հանդիսացող բախումների արդյունքում նաև առաջանում են նատրիումի իոններ պլազմայի տորում որոնք մանալով «արագ» չեզոք մասնիկներին տորից, պահպանելով իրենց արագությունը հեռանում են Իոյից[52]:

Իոյի ուղեծիրը ընկնում է ինտենսիվ ռադիացիա պարունակող գոտու մեջ, որն անվանում են պլազմային տոր: Այս տորաձև օղակը, որը պարունակում է իոնացված ծծումբ, թթվածին, նատրիում և քլոր, առաջանում է երբ Իոյին շրջապատող չեզոք ամպի մասնիկները իոնիզացվում և արտանետվում են Յուպիտերի մագնիսոլորտ[50]: Ի տարբերություն չեզոք ամպի մասնիկների, այս իոնիզացված մասնիկները պտտվում են Յուպիտերի մագնիսոլորտի հետ մոլորակի շուրջ 74 կմ/վ արագությամբ: Ինչպես և Յուպիտերի մագնիսական դաշտը, այս տորը թեքված է Յուպիտերի հասարակածի նկատմամբ (ինչպես և Իոյի ուղեծրային հարթության նկատմամբ), այնպես որ Իոն երբենմ գտնվում է այս տորի կենտրոնական մասից վերև, երբեմն էլ ներքև: Տորի մասնիկներ պտտվում են ավելի արագ քան արբանյակը, և դրանք մասամբ պատասխանատու են Իոյի շրջապատող չեզոք ամպից մասնիկների իոնիզացման և արտանետման համար: Տորը բաղկացած է երեք մասերից՝ արտաքին «տաք», որն ընկնում է Իոյի ուղեծրից դուրս; միջին «ժապավեն», որը կազմված է չեզոք ամպից և սառչող պլազմայից և ընկնում է մոտավորապես Իոյի ուղեծրի շրջակայքում; և ներքին «սառը» տոր, որը բաղկացած է մասնիկներից, որոնք դանդաղորեն սպիրալաձև ուղղվում են դեպի Յուպիտեր[50]: Մասնիկները միջինում մոտ 40 օր մնալով «տաք» գոտում մասնիկները արտանետվում են, այսպիսով մասնակիորեն նպաստելով Յուպիտերի մագնիսոլորտի ընդարձակմանը[53]: Իոյից արտանետված նյութերը, որոնք դիտարկվել են որպես մագնիսոլորտի պլազմայի խաթարումներ, դիտարկվել են «Նոր Հորիզոններ» սարքից մագնիսական դաշտի պոչային մասի հեռավոր շրջաններում: Պլազմայի տորի այսպիսի խաթարումների գրանցման համար դիտարկվում է տորի կողմից արտացոլած ուլտրամանուշակագույն լույսը: Չնայած այն հանգամանքին, որ այս խաթարումները չեն կարող միանշանակորեն կապվել Իոյի հրաբխային ակտիվության հետ (պլազմայի տորի նյութի հիմնական աղբյուր), հաստատվել է, որ դրանք կապված են չեզոք նատրիումի ամպերի հետ[54]:

1992 թվականին, Յուպիտերի մոտով անցնելիս «Ուլիս» կայանը գրանցեց փոշու չափերի մասնիկների հոսք, որը արտանետվում էր Յուպիտերի համակարգից[55]: Այս փոշու դիսկրետ հոսքերը արտանետվում են համակարգից մի քանի հարյուրավոր կիլոմետր վայրկյանում արագութոյւններով, դրանց միջին մասնիկների չափերն են 10 μմ, և հիմնականում կազմվաշ են նատրիումի քլորիդից[51][56]: «Գալիլեո» կայանից կատարված փոշու հետազոտությունները ցույց են տվել, որ դրանք սկիզբ են առնում Իոյից, սակայն պարզ չէ, դրանք արտանետվել են հրաբխային ակտիվության հետևանքով, թէ արտանետվել են մակերևույթից[57]:

Իոյի մթնոլորտը և արբանյակին շրջապատող չեզոք ամպը արբանյակի անցման պահին Յուպիտերի մագնիսական դաշտի գծերի միջով առաջացնում է պոտենցիալների տարբերություն Յուպիտերի բևեռային մթնոլորտի հետ և գեներացնում է էլեկտրական հոսանք, որը անվանում են Իոյի խողովակային հոսանք[50]: Այս հոսանքը առաջացնում է բևեռափայլեր Յուպիտերի բևեռներում, որոնք անվանվում են «Իոյի ոտնահետքեր», ինչպես նաև առաջացնում է բևեռափայլեր Իոյի մթնոլորտում: Այս բևեռափայլային փոխազդեցություններում մասնակցող մասնիկները տեսանելի լույսում տալիս են Յուպիտերի բևեռային մթնոլորտին ավելի մուգ գույն: Իոյի տեղաբաշխումը ի համեմատություն Յուպիտերի և Երկրի տեղաբաշխմանը մեծապես ազդում են Յուպիտերի ռադիո ճառագայթման դիտարուկմների վրա Երկրի մակերևույթից, երբ Իոն Երկրից տեսանելի է այս Յուպիտերից ուղղված ազդանշանները զգալիորեն հզոր են[23][50]: Ջունո ուղեծրակայանի հիմնական նպատակներից մեկն էլ այս երևույթների հետազոտությունն է: Իոյի մթնոլորտով անցնող Յուպիտերի մագնիսական դաշտի գծերը նաև ինդուցում են էլեկտրական հոսանք, որը իր հերթին ստեղծում է ինդուկցված մագնիսական դաշտ Իոյի ընդերքում: Ենթադրվում է, որ այս մագնիսական դաշտը առաջանում է մասնակիորեն հալված սիլիկատային մագմայի օվկիանոսում, մոտ 50 կիլոմետր Իոյի մակերևույթից ներս[58]: Նման ինդուկցված մագնիսական դաշտեր են հայտնաբերվել նաև մյուս Գալիլեյան արբանյակների մոտ, որոնք գեներացվում են նրանց ընդերքում գտնվող հեղուկ ջրի օվկիանոսներում:

Երկրաբանություն

Իոն մի փոքր է մեծ Երկրի Լուսնից: Նրա միջին շառավիղը կազմում է 1821,3 կմ (մոտ 5%-ով գերազանցում է Լուսնի շառավղին), իսկ զանգվածը՝ 8,9319×1022 կգ (մոտ 21%-ով Լուսնից մեծ է): Այն մի փոքր ձգված է և ունի էլիպսոիդի ձև, ավելի երկար առանցքով ուղղված դեպի Յուպիտեր: Գալիլեյան արբանյակների միջև, և զանգվածով և ծավալով, Իոն ավելի փոքր է Գանիմեդից և Կալիստոից և գերազանցում է Եվրոպային:

Ընդերք

Իոյի հնարավոր ընդերքի մոդելը

Կազմված լինելով հիմնականում սիլիկատային ապարներից և երկաթից, Իոն առավել մոտ է իր կազմությամբ երկրային խմբի մոլորակներին, քան արտաքին Արեգակնային համակարգի արբանյակներին, որոնք հիմնականում կազմված են ջրային սառույցի և սիլիկատների խառնուրդից: Իոն ունի 3,5275 գ/սմ3 խտություն, որը բոլոր Արեգակնային համակարգի արբանյակների մեջ առավելագույն ցուցանիշն է, և զգալիորեն գերազանցում է մյուս Գալիլեյան արբանյակներին (հատկապես Գանիմեդին և Կալիստոին, որոնց խտությունը մոտ 1,9 գ/սմ3 է) և մի փոքր է գրազանցում (~5,5%) Լուսնի խտությանը (3,344 գ/սմ3)[59]: Իոյի «Վոյաջերների» և «Գալիլեոյի» միջոցով կատարված հետազոտությունների արդյունքում բացահայտված արբանյակի զանգվածը, շառավիղը և ձգողականության գործակիցները (տվյալներ, որոնք արտահայտում են զանգվածի բաշխումը ծավաում) թույլ են տալիս ենթադրել, որ արբանյակի ընդերքը բաժանված է սիլիկատներով հարուստ կեղևի և մանթիայի և երկաթյա կամ երկաթի-սուլֆիդով հարուստ միջուկի[37]: Իոյի մետաղական միջուկը կազմում է արբանյակի զանգվածի մոտ 20%[60]: Կախված միջուկում ծծմբի պարունակությունից, նրա շառավիղը կարող է լինել 350-650 կմ եթե այն ամբողջովին կազմված է երկաթից, կամ 550-900 կմ եթե այն կազմված է երկաթի և ծծումբի խառնուրդից: «Գալիլեոյի» մագնիտոմետրը չի կարողացել գրանցել Իոյի ընդերքում մագնիսական դաշտ, ինչից կարելի է ենթադրել, որ միջուկը կոնվեկցված չէ[61]:

Իոյի ընդերքի մոդելը ենթադրում է, որ արբանյակի մանթիան պարունակում է առնվազն 75% մագնեզիումով հարուստ ֆորստերիտ միներալներ, և նրա ընդհանուր կազմությունը համընկնում է L խոնդրիտ և LL խոնդրիտ երկնաքարերի կազմությանը, ավելի շատ երկաթի քան սիլիցիումի պարունակությամբ քան Երկրի և Լուսնի վրա, և ավելի քիչ քան Մարսի վրա[62][63]: Իոյի ընդերքում ջերմության հոսքը ապահովելու համար արբանյակի մանթիայի 10–20% պետք է հալված լինի, սակայն այս ցուցանիշը կարող է լինել ավելի բարձր այն շրջաններում, որտեղ արբանյակի վրա կա բարձր հրաբխային ակտիվություն[64]: Այնուամենայնիվ, «Գալիլեո» կայանի մագնիտոմետրի տվյալների վերագնահատման արդյունքում պարզվեց, որ Իոյի ընդերքում կա ինդուկցված մագնիսական դաշտ, որը ենթադրում է մակերևույթի տակ գտնվող մագմայի օվկիանոս մոտ 50 կմ խորության վրա[58]: Հետագա վերլուծությունները բացահայտեցին այս օվկիանոսի գոյության ուղիղ ածացույցներ[65]: Այս շերտի հաստությունը գնահատվում է մոտ 50 կմ, որը կազմում է Իոյի մանթիայի մոտ 10%-ը: Մագմայի օվկիանոսում մագմայի ջերմաստիճանը գնահատվում է մոտ 1200 °C: Պարզ չէ, թէ մանթիայի նյութի 10–20% մասնակի հալվածությունը կազմում է արդյոք բավարար քանակություն մանթիայի օվկիանոսի գոյության համար[66]: Իոյի լիտոսֆերան կազմված է բազալտներից և հրաբուխներից արտանետված ծծումբի նստվածքային ապարներից: Այն ունի առնվազն 12 կմ հաստություն, իսկ առավելագույնը կարող է կազմել 40 կմ[60][67]:

Մակընթացային տաքացում

Հիմնական հոդված՝ Իոյի մակընթացային տաքացում

Իոյի ընդերքի տաքացման հիմնական աղբյուր է հանդիսանում մակընթացային ազդեցությունները այլ ոչ ռադիոակտիվ իզոտոպների տրոհումը, որը Իոյի, Եվրոպայի և Գանիմեդի միջև գոյություն ունեցող ուղեծրային ռեզոնանսի հետևանքն է[32]: Այս տաքացումը կախում ունի Իոյի Յուպիտերից հեռավորությունից, նրա ուղեծրի էքսցենտրիսիտետից, արբանյակի ընդերքի կազմությունից և նրա ֆիզիկական վիճակից[64]: Եվրոպայի և Գանիմեդի ետ Իոյի ուղեծրային ռեզոնանսը պահում է արբանյակի էքսցենտրիսիտետը և թույլ չի տալիս մակընթացային ուժերի ազդեցության տակ Իոյի ուղեծրի շրջանաձևացմանը: Այս ռեզոնանսված ուղեծիրը նաև պահպանում է Իոյի հեռավորությունը Յուպիտերից, այլ պարագայում Յուպիտերի ազդեցության տակ Իոյի ուղեծիրը պարուրաձև կսկսեր մոտենալ մոլորակին[68]: Իոյի մակերևույթի տատանումները մակընթացային ուժերի ազդեցության տակ նրա ապոհելիում և պերիհելիում կարող է կազմել մինչև 100 մ: Մակընթացային ուժերի ազդեցության ներքո այս ճկումների արդյունքում առաջացած շփման տաքացումը ստեղծում է չափազանց զգալի տաքացում Իոյի ընդերքում, հալացնելով արբանյակի մանթիայի և միջուկի զգալի մասը: Արտադրված էներգիայի քանակը մոտ 200 անգամ մեծ է քան ռադիոակտիվ տրոհումից անջատվող էներգիան[4]: Այս ջերմությունը անջատվում է հրաբծային ակտիվության տեսքով, առաջացնելով դիտարկված բարձր ջերմության հոսքը (ընդհանուրը մոտ 0,6-ից 1,6×1014 Վտ)[64]: Իոյի ուղեծրի մոդելավորումը ցույց է տալիս, որ նրա տաքացման աստիճանը տատանվում է ժամանակի հետ, սակայն այս պահին դիտարկվող մակընթացային ուժերի ազդեցությունները համեմատելի են ջերմության հոսքերի հետ[64][69]:

Չնայած ընդհանուր կարծիքի Իոյի վրա գոյություն ունեցող հրաբխային ակտիվության պատճառների մասին, որ այն պայմանավորված է Յուպիտերի և Եվրոպայի մակընթացային ազդեցություններով, հրաբուխները գտնվում են ոչ այն տեղերում, ինչպես դա կանխատեսվել էր մակընթացային տաքացումը հաշվի առնելով: Նրանք շեղված են մոտ 30-ից 60 աստիճանով արևելք[70]: Գիտնականների խմբի կարծիքով այս շեղումը պայմանավորված է հալված մագմայի օվկիանոսով: Այս հալված մագմայի շարժումը պետք է որ ստեղծի հավելյալ տաքացում շփման արդյունքում: Գիտնականները կարծում են որ այս ընդերքային լավայի օվկիանոսը իրենից ներկայացնում է հալված և պինդ քարերի խառնուրդ[71]:

Արեգակնային համակարգի մյուս արբանյակները ևս մակընթացային տաքացում են ստանում, և նրանք ևս կարող են ունենալ հավելյալ տաքացում ընդերքային մագմայի կամ ջրի օվկիանոսների շփման արդյունքում: Այսպիսի հավելյալ տաքացումը ավելացնում է այս արբանյակների վրա կյանքի գոյության հավանականությունը, այսպիսի մարմիններից են Եվրոպան և Էնցելադը[72][73]:

Մակերևույթ

Իոյի մակերևույթի քարտեզ
Իոյի մակերևույթի պտտվող պատկերը, մեծ կարմիր ողակը շրջապատում է Պելե հրաբուխը

Նախկինում դիտարկված Լուսնի, Մարսի և Մերկուրիի մակերևույթների նման, գիտնականները սպասում էին, որ Իոյի մակերևույթը «Վոյաջերներից» ստացված լուսանկարների վրա նույնպես պետք է ծածկված լիներ հարվածային խառնարաններով: Հարվածային խառնարանների խտությունը կարող էր հուշել Իոյի տարիքը: Սակայն, զարմանալիորեն արբանյակի մակերևույթին համարյա ամբողջովին բացակայում են հարվածային խառնարանները, դրա փոխարեն այն ծածկված է հարթ դաշտերով և բարձր լեռներով, ինչպես նաև տարբեր չափերի և ձևերի ձորերով ու լավայի հոսքերով[28]: Համեմատած մյուս դիտարկված մարմինների հետ Իոյի մակերևույթը շատ ավելի գույնզգույն է, հիմնականում դեղինի և նարնջագույնի երանգներով, որոնք իրենցից ներկայացնում են ծծումբի տարբեր միացություններ[74][75]: Հարվածային խառնարանների բացակայությունը ցույց է տալիս, որ արբանյակի մակերևույթը երկրաբանորեն երիտասարդ է, քանի որ հրաբուխներից ժայթքած լավան շարունակաբար ծածկում է հարվածային խառնարանները որոնք առաջացել են արվածային երևույթների արդյունքում[31]:

Մակերևույթի կազմություն

Իոյի գույնզգույն տեսքը ստացվել է հրաբխային գործունեության արդյունքում մակերևույթին նստած տարբեր նյութերից, որոնցից են սիլիկատները (օրինակ՝ pիրոքսենները), ծծումբը և ծծմբի դիօքսիդը[76]: Սառած ծծմբի դիօքսիդը լայնորեն տարածված է Իոյի ամբողջ մակերևույթվ, առաջացնելով հսկայական տարածքներ ծածկված սպիտակ կամ մոխրագույն նյութերով: Ծծումբը առկա է արբանյակի բազմաթիվ մասերում, առաջացնելով դեղինից մինչև դեղնականաչ շրջաններ: Ծծումբը հիմնականում առկա է միջին լայնություններում և բևեռային շրջաններում, որտեղ այն ճառագայթման ազդեցության տակ ստանում է կարմիր-շագանակագույն գույն[12]:

Իոյի երկրաբանական քարտեզը

Պայթյունային հրաբուխների արտաներումները հաճախ ունեն անձրևանոցի նմանվող բմբեթների նման արտանետումներ, որոնք և ծածկում են մակերևույթը ծծմբային միացությունների և սիլիկատների շերտով: Այսպիսի գմբեթանման նստվածքները հաճախակի են հանդիպում արբանյակի մակերևույթին, ունեն հիմնականում կարմիր կամ սպիտակ գույն, կախված նրանց մեջ ծծմբի և ծծմբի դիօքսիդի պարունակությունից: Այս գմբեթները առաջանում են հրաբուխների կափույրների վրա, արտաժայթված լավայից, որը հիմնականում կազմված է S
2 ծծումբից, որն առաջացնում է կարմիր նստվածքներ գմբեթի վրա, իսկ որոշ դեպքերում նաև մեծ (երբմն հասնում են 450 կմ-ի կափույրի կենտրոնից) կարմիր օղակներ[77]: Այսպիսի կարմիր օղակի լավ օրինակ է Պելե հրաբուխին շրջապատող շրջանը: Այս կարմիր գույն ունեցող ապարները հիմնականում կազմբված են ծծումբից (հիմնականում 3- և 4-շղթայավեր ծծմբի մոլեկուլներով), ծծմբի դիօքսիդից, և հնարավոր է նաև սուլֆուրիլքլորիդից[76]: Սիլիկատային գմբեթները ունեն սպիտակ կամ մոխրագույն գույն:

Իոյի կազմության մոդելները և նրա մեծ խտությունը ցույց են տալիս, որ արբանյակի վրա կա չափազանց քիչ, կամ ընդհանրապես բացակայում է ջուրը, այնուամենայնից կան չստուգված տվյալներ, համաձայն որոնց Իոյի վրա կան ջրային սառույցի կամ հիդրատացված միներալների փորք գրպաններ: Այս գրպաններից ամենանշանակալին գտնվում է Գիշ Պար պատերա լեռների հյուսիս-արևմտյան լանջին[78]: Իոյի վրա ջրի պարունակությունը ամենափոքրն է ամբողջ Արեգակնային համակարգում[79]: Այս ջրի ցածր պարունակությունը պայմանավորված է նրանով, որ Յուպիտերը Արեգակնային համակարգի էվոլյուցիայի վաղ ժամանակներում բավականաչափ տաք է եղել, որպեսզի արտամղի ջրի նման ցնդող նյութերը Իոյի շրջակայքից, սակայն հետագայում բավարար տաք չէ այս գործընթացները շարունակաբար ապահովելու համար[80]:

Հրաբխային գործունեություն

Հիմնական հոդված՝ Իոյի հրաբուխներ
Տվաշտար պատերայի ակտիվ լավայի հոսքերը: Լուսանկարները կատարվել են «Գալիլեո» կայանից 1999 թվականի նոյեմբերին և 2000 թվականի փետրվարին

Իոյի «պարտադրված» ուղեծրի էքսցենտրիսիտետի արդյունքում առաջացած մակընթացային տաքացումը առաջացնում է արբանյակի վրա հրաբխային գործունեություն, որը գնահատվում է ամենաինտենսիվը Արեգակնային համակարգում: Այն դրսևորվում է հարյուրավոր հրաբխային կետրոններով և հզորագույն լավային հոսքերով[81]: Մեծ հրաբխային ժայթքումների արդյունքում ձևավորվում են լավայի հոսքեր, որոնք կարող են ձգվել տասնյակ կամ նույնիսկ հարյուրավոր կիլոմետրեր: Այս հոսքերը հիմնականում պարունակում են բազալտներ և սիլիկատային լավաներ, որոնք հարուստ են մաֆիկ կամ ուլտրամաֆիկ ապարներով (մագնեզիումով հարուստ ապարներ): Հրաբխային գործունեության արդյունքում արբանյակի մթնոլորտ և ապա տիեզերք (մինչև 200 կմ բարձրության վրա) արտանետվում են հրաբխային գործունեության արգասիքներ՝ ծծումբ, ծծմբի դիօքսիդ, ինչպես նաև սիլիակատների պիրոկլաստիկ ապարներ: Արտաներումները առաջացնում են հսկայական անձրևանոցանման գմբեթներ, որոնք ներկում են արբանյակի մակերևույթը կարմիր, սև և սպիտակ գույների երանգներով, ինչպես նաև սնում են Իոյի մթնոլորտը և Յուպիտերի մագնիսոլորտը:

Իոյի մակերևույթը ծածկված է հրաբխային իջվածքներով, որոնք անվանում են պատերաներ, որոնք հիմնականում ունեն հարթ հատակներ և շրջապատված են զառիվեր պատերով[82]: Պատերաները նման են Երկրի վրա գտնվող կալդերաներին, սակայն դեռևս պարզ չէ, թէ դրանք առաջացել են արդյոք լավայից ազատված խոռոչների փլուզման պատճառով, ինչպես երկրային նմանակների դեպքում է: Վարկածներից մեկի համաձայն այս առանձնահատկությունները առաջանում են հրաբխային հարթակների բացվելու հետևանքով, իսկ դրանց ծածկող ապարները կամ քշվում են կամ ինտեգրվում այս հարթակների մեջ[83]: Այսպիսի բացման տարբեր աստիճաններ ունեցող պատերաներ լուսանկարվել են «Գալիլեո» կայանի կողմից Չակ-Չամախտլի շրջանում[84]: Ի տարբերություն Երկրի և Մարսի նմանակների, այս իջվածքները չեն տեղակայված վահանային հրաբուխների գագաթներին և հիմնականում շատ անգամ մեծ են, դրանց միջին տրամագիծը կազմում է 41 կմ, իսկ ամենամեծն է Լոկի պատերան, որն ունի 202 կմ տրամագիծ[82]: Լոկին, նաև Իոյի ամենահզոր հրաբուխն է, նրա արտադրած ջերմությունը կազմում է ընդհանուր Իոյի արտադրած ջերմության միջինում 25%-ը[85]: Այս մակերևույթի առանձնահատկությունները հիմնականում հանդիսանում են հրաբխային ժայթքումների վայրերը, կամ լավայի հոսքերի տեսքով, որը սփռվում է պատերայի հատակով, օրինակ Գիշ Բար պատերայում 2001 թվականին տեղի ունեցած ժայթքումը, կամ լավայի լճերի տեսքով[5][86]: Լավայի լճերը Իոյի վրա լինում են շարունակական կեղևի շրջմամբ, ինչպես դա Պելե հրաբուծի դեպքում է, և էպիզոդային կեղևի շրջմամբ, ինչպես դա Լոկի հրաբխի դեպքում է[87][88]:

Նոր Հորիզոններ սարքից կատարված հինգ լուսանկարների հաջորդականություն, որը ցույց է տալիս Տվաշտար հրաբխից արտանետված նյութերը մակերևույթից 330 կմ բարձրության վրա
Արտանետված նյութերի գմբեթ տերմինատորի մոտ (Ջունո ԱՄԿ - 21 դեկտեմբերի 2018 թվական)[89]

Լավայի հոսքերը մեկ այլ հիմնական մակերևույթի առանձնահատկությունն են Իոյի վրա: Մագման արտանետվում կամ արտահոսում է պատերաների հատակներին կամ հարթավայրերում գտնվող գտնվող կափույրներից, առաջացնելով ուռուցիկ լավայի հոսքեր, ինչպես օրինակ դա տեղի է ունեցել Հավայիներում գտնվող Կիլաուելա հրաբխից արտահոսված լավան: «Գալիլեո» կայանից ստացված լուսանկարներում երևում է, որ Իոյի հիմնական լավային հոսքերը ձևավորվում են հին հոսքերի վրա առաջացած ճեղքվածքներից արտաժայթքումներով, ինչպես Պրոմեթևս և Ամիրանի հրաբուխներից արտահոսած հոսքերը[90]: Լավայի ամենամեծ արտաժայթքումները նույնպես գրանցվել են Իոյի վրա, այսպես օրինակ՝ Պրոմեթևսից ժայթքվող լավան շարժվել է 75-ից 95 կմ 1979 թվականի «Վոյաջեր» կայանի և 1996 թվականի «Գալիլեո» կայանի դիտարկումների միջև ընկած ժամանակահատվածում: 1997 թվականի հզոր ժայթքումը արտադրեց ընդհանուր առմամբ ավելին քան 3500 կմ2 թարմ լավա, և ամբողջովին ծածկեց հարևանությամբ գտնվող Պիլան պատերան[38]:

«Վոյաջեր» կայանից ստացված լուսանկարների վերլուծությունը թույլ տվեց ապացուցել, որ լավայի հոսքերը կազմված են ծծումբի տարբեր միացությունների հալոցքներից: Սակայն, հետագայում կատարված Երկրի մակերևույթից դիտարկումները և «Գալիլեո» ԱՄԿ հետազոտությունները ցույց տվեցին, որ այս հոսքերը կազմված են բազալտային լավայից և մաֆիկ և ուլտրամաֆիկ ապարների հալոցքներից[91]: Այս եզրահանգումները հիմնվում են Իոյի «տաք վայրերի» ջերմության չափումների վրա, որտեղ ջերմությունը հասնում է առնվազն 1300 Կ, իսկ որոշ վայրերում նույնիսկ 1600 Կ[92]: Համաձայն նախնական գնահատականների հրաբուխների ժայթքման ջերմաստիճանը պետք է հասներ 2000 Կ-ի[38], սակայն դա սխալ համարվեց, քանի որ գնահատման ժամանակ օգտագործվել էր սխալ ջերմային մոդել[92][91]:

Պելե և Լոկի հրաբուխների մոտ շիթերի հայտնաբերումը Իոյի երկրաբանական ակտիվոության առաջին նշաններն էին[30]: Սովորաբար այս շիթերը առաջանում են, երբ հրաբուխներից արտաժայթքվում են ցնդող նյութեր (ծծումբ և ծծմբի դիօքսիդ), այս արտաժայթքումների հոսքերի արագությունները կարող են հասնել 1 կմ/վ, և այս շիթերը ձևավորում են անձրևանոցանման գազերի և փոշու ամպեր: Հրաբխային շիթերում կան նաև այլ նյութեր՝ նատրիում, կալիում և քլոր[93][94]: Այս շիթերը առաջանում են երկու ձևով[95]: Առաջին ձևը, որոնք իրենցից ներկայացնում են արբանյակի վրա առաջացող ամենամեծ շիթերը, ինչպես օրինակ Պելե հրաբուխի մոտ, առաջանում են, երբ հալած ծծումբը և ծծմբի երկօքսիդի գազերը անջատվում են հրաբխերից ժայթքող լավայից կամ լավայի լճերից, և հաճախ իրենց հետ բերում են սիլիկատային նյութեր[96]: Այս շիթերը մակերևույթի վրա թողնում են կարմիր և սև նստվածքներ: Այսպես առաջացած շիթերը Իոյի վրա դիտարկված ամենամեծն են, որոնց նստվածքները տարածվում են ավելին քան 1000 կմ տրամագծով: Այսպիսի ծագում ունեցող շիթերի նստվածքները շրջապատում են Պելե, Տվաշտար և Դաժբոգ հրաբուխները: Երկրորդ ձևով առաջացող շիթերը առաջանում են երբ հոսող լավան գոլորշիացնում է մակերևույթի սառած ծծումբի երկօքսիդը, որը և բարձրանում է երկինք շիթերի տեսքով: Այսպիսի շիթերը առաջացնում են բաց գույնի շրջանաձև նստվածքներ, որոնք կազմված են ծծումբի երկօքսիդից: Այսպիսի շիթերի նստվածքները հիմնականում համեմատաբար փոքր են, ունենում են մոտ 100 բարձրություն, և Իոյի վրա առավել երկար ժամանակ են պահպանվում: Այսպիսի շիթերի օրինակներ են Պրոմեթևս, Ամիրանի և Մասուբի հրաբուխների մոտ առաջացած շիթերը:

Լեռներ

Հիմնական հոդված՝ Mountains of Io
Տե՛ս նաև՝ List of mountains on Io
Galileo greyscale image of Tohil Mons, a 5.4-km-tall mountain

Io has 100 to 150 mountains. These structures average 6 km (3.7 mi) in height and reach a maximum of 17.5 ± 1.5 km (10.9 ± 0.9 mi) at South Boösaule Montes.[6] Mountains often appear as large (the average mountain is 157 km or 98 mi long), isolated structures with no apparent global tectonic patterns outlined, in contrast to the case on Earth.[6] To support the tremendous topography observed at these mountains requires compositions consisting mostly of silicate rock, as opposed to sulfur.[97]

Despite the extensive volcanism that gives Io its distinctive appearance, nearly all its mountains are tectonic structures, and are not produced by volcanoes. Instead, most Ionian mountains form as the result of compressive stresses on the base of the lithosphere, which uplift and often tilt chunks of Io's crust through thrust faulting.[98] The compressive stresses leading to mountain formation are the result of subsidence from the continuous burial of volcanic materials.[98] The global distribution of mountains appears to be opposite that of volcanic structures; mountains dominate areas with fewer volcanoes and vice versa.[99] This suggests large-scale regions in Io's lithosphere where compression (supportive of mountain formation) and extension (supportive of patera formation) dominate.[100] Locally, however, mountains and paterae often abut one another, suggesting that magma often exploits faults formed during mountain formation to reach the surface.[82]

Mountains on Io (generally, structures rising above the surrounding plains) have a variety of morphologies. Plateaus are most common.[6] These structures resemble large, flat-topped mesas with rugged surfaces. Other mountains appear to be tilted crustal blocks, with a shallow slope from the formerly flat surface and a steep slope consisting of formerly sub-surface materials uplifted by compressive stresses. Both types of mountains often have steep scarps along one or more margins. Only a handful of mountains on Io appear to have a volcanic origin. These mountains resemble small shield volcanoes, with steep slopes (6–7°) near a small, central caldera and shallow slopes along their margins.[101] These volcanic mountains are often smaller than the average mountain on Io, averaging only 1 to 2 km (0.6 to 1.2 mi) in height and 40 to 60 km (25 to 37 mi) wide. Other shield volcanoes with much shallower slopes are inferred from the morphology of several of Io's volcanoes, where thin flows radiate out from a central patera, such as at Ra Patera.[101]

Nearly all mountains appear to be in some stage of degradation. Large landslide deposits are common at the base of Ionian mountains, suggesting that mass wasting is the primary form of degradation. Scalloped margins are common among Io's mesas and plateaus, the result of sulfur dioxide sapping from Io's crust, producing zones of weakness along mountain margins.[102]

Մթնոլորտ

Auroral glows in Io's upper atmosphere. Different colors represent emission from different components of the atmosphere (green comes from emitting sodium, red from emitting oxygen, and blue from emitting volcanic gases like sulfur dioxide). Image taken while Io was in eclipse.

Io has an extremely thin atmosphere consisting mainly of sulfur dioxide (SO
2), with minor constituents including sulfur monoxide (SO), sodium chloride (NaCl), and atomic sulfur and oxygen.[103] The atmosphere has significant variations in density and temperature with time of day, latitude, volcanic activity, and surface frost abundance. The maximum atmospheric pressure on Io ranges from 3.3Կաղապար:E-sp to 3Կաղապար:E-sp pascals (Pa) or 0.3 to 3 nbar, spatially seen on Io's anti-Jupiter hemisphere and along the equator, and temporally in the early afternoon when the temperature of surface frost peaks.[103][104][105] Localized peaks at volcanic plumes have also been seen, with pressures of 5Կաղապար:E-sp to 40 Կաղապար:E-sp Pa (5 to 40 nbar).[34] Io's atmospheric pressure is lowest on Io's night side, where the pressure dips to 0.1Կաղապար:E-sp to 1Կաղապար:E-sp Pa (0.0001 to 0.001 nbar).[103][104] Io's atmospheric temperature ranges from the temperature of the surface at low altitudes, where sulfur dioxide is in vapor pressure equilibrium with frost on the surface, to 1,800 K at higher altitudes where the lower atmospheric density permits heating from plasma in the Io plasma torus and from Joule heating from the Io flux tube.[103][104] The low pressure limits the atmosphere's effect on the surface, except for temporarily redistributing sulfur dioxide from frost-rich to frost-poor areas, and to expand the size of plume deposit rings when plume material re-enters the thicker dayside atmosphere.[103][104] The thin Ionian atmosphere also means any future landing probes sent to investigate Io will not need to be encased in an aeroshell-style heatshield, but instead require retrothrusters for a soft landing. The thin atmosphere also necessitates a rugged lander capable of enduring the strong Jovian radiation, which a thicker atmosphere would attenuate.

Gas in Io's atmosphere is stripped by Jupiter's magnetosphere, escaping to either the neutral cloud that surrounds Io, or the Io plasma torus, a ring of ionized particles that shares Io's orbit but co-rotates with the magnetosphere of Jupiter.[53] Approximately one ton of material is removed from the atmosphere every second through this process so that it must be constantly replenished.[50] The most dramatic source of SO
2 are volcanic plumes, which pump 104 kg of sulfur dioxide per second into Io's atmosphere on average, though most of this condenses back onto the surface.[106] Much of the sulfur dioxide in Io's atmosphere sustained by sunlight-driven sublimation of SO
2 frozen on the surface.[107] The day-side atmosphere is largely confined to within 40° of the equator, where the surface is warmest and most active volcanic plumes reside.[108] A sublimation-driven atmosphere is also consistent with observations that Io's atmosphere is densest over the anti-Jupiter hemisphere, where SO
2 frost is most abundant, and is densest when Io is closer to the Sun.[103][107][109] However, some contributions from volcanic plumes are required as the highest observed densities have been seen near volcanic vents.[103] Because the density of sulfur dioxide in the atmosphere is tied directly to surface temperature, Io's atmosphere partially collapses at night, or when Io is in the shadow of Jupiter (with an ~80% drop in column density[110]). The collapse during eclipse is limited somewhat by the formation of a diffusion layer of sulfur monoxide in the lowest portion of the atmosphere, but the atmosphere pressure of Io's nightside atmosphere is two to four orders of magnitude less than at its peak just past noon.[104][111] The minor constituents of Io's atmosphere, such as NaCl, SO, O, and S derive either from: direct volcanic outgassing; photodissociation, or chemical breakdown caused by solar ultraviolet radiation, from SO
2; or the sputtering of surface deposits by charged particles from Jupiter's magnetosphere.[107]

Various researchers have proposed that the atmosphere of Io freezes onto the surface when it passes into the shadow of Jupiter. Evidence for this is a "post-eclipse brightening", where the moon sometimes appears a bit brighter as if covered with frost immediately after eclipse. After about 15 minutes the brightness returns to normal, presumably because the frost has disappeared through sublimation.[112][113][114][115] Besides being seen through ground-based telescopes, post-eclipse brightening was found in near-infrared wavelengths using an instrument aboard the Cassini spacecraft.[116] Further support for this idea came in 2013 when the Gemini Observatory was used to directly measure the collapse of Io's Կաղապար:Chem2 atmosphere during, and its reformation after, eclipse with Jupiter.[117][118]

High-resolution images of Io acquired when Io is experiencing an eclipse reveal an aurora-like glow.[94] As on Earth, this is due to particle radiation hitting the atmosphere, though in this case the charged particles come from Jupiter's magnetic field rather than the solar wind. Aurorae usually occur near the magnetic poles of planets, but Io's are brightest near its equator. Io lacks an intrinsic magnetic field of its own; therefore, electrons traveling along Jupiter's magnetic field near Io directly impact Io's atmosphere. More electrons collide with its atmosphere, producing the brightest aurora, where the field lines are tangent to Io (i.e. near the equator), because the column of gas they pass through is longest there. Aurorae associated with these tangent points on Io are observed to rock with the changing orientation of Jupiter's tilted magnetic dipole.[119] Fainter aurora from oxygen atoms along the limb of Io (the red glows in the image at right), and sodium atoms on Io's night-side (the green glows in the same image) have also been observed.[94]

Տես նաև

Ծանոթություններ

  1. ↑ 1,0 1,1 Blue, Jennifer (9 November 2009). «Planet and Satellite Names and Discoverers». USGS.
  2. ↑ «Classic Satellites of the Solar System». Observatorio ARVAL. Վերցված է 28 September 2007-ին.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 Yeomans, Donald K. (13 July 2006). «Planetary Satellite Physical Parameters». JPL Solar System Dynamics.
  4. ↑ 4,0 4,1 Rosaly MC Lopes (2006). «Io: The Volcanic Moon». In Lucy-Ann McFadden; Paul R. Weissman; Torrence V. Johnson (eds.). Encyclopedia of the Solar System. Academic Press. էջեր 419–431. ISBN 978-0-12-088589-3.
  5. ↑ 5,0 5,1 Lopes, R. M. C.; և այլք: (2004). «Lava lakes on Io: Observations of Io's volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys». Icarus. 169 (1): 140–174. Bibcode:2004Icar..169..140L. doi:10.1016/j.icarus.2003.11.013.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 Schenk, P.; և այլք: (2001). «The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo». Journal of Geophysical Research. 106 (E12): 33201–33222. Bibcode:2001JGR...10633201S. doi:10.1029/2000JE001408.
  7. ↑ «2000 February 29, SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)». CSUFresno.edu. 29 February 2000. Արխիվացված է օրիգինալից 25 July 2008-ին. {{cite web}}: Unknown parameter |deadurl= ignored (|url-status= suggested) (օգնություն)
  8. ↑ 8,0 8,1 Marius, S. (1614). «Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici» [The World of Jupiter discovered in the year 1609 by Means of a Belgian spy-glass]. The Observatory. 39: 367. Bibcode:1916Obs....39..367.
  9. ↑ Marius, S. (1614). «Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici». {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (օգնություն) (in which he attributes the suggestion to Johannes Kepler)
  10. ↑ Marazzini, Claudio (2005). «I nomi dei satelliti di Giove: da Galileo a Simon Marius» [The names of the satellites of Jupiter: from Galileo to Simon Marius]. Lettere Italiane. 57 (3): 391–407. JSTOR 26267017.
  11. ↑ «Io: Overview». NASA. Վերցված է 5 March 2012-ին.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 Barnard, E. E. (1894). «On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 54 (3): 134–136. Bibcode:1894MNRAS..54..134B. doi:10.1093/mnras/54.3.134.
  13. ↑ 13,0 13,1 Barnard, E. E. (1891). «Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 51 (9): 543–556. Bibcode:1891MNRAS..51..543B. doi:10.1093/mnras/51.9.543.
  14. ↑ Blue, Jennifer. «Categories for Naming Features on Planets and Satellites». U.S. Geological Survey. Վերցված է 12 September 2013-ին.
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 Cruikshank, D. P.; Nelson, R. M. (2007). «A history of the exploration of Io». In Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R. (eds.). Io after Galileo. Springer-Praxis. էջեր 5–33. ISBN 978-3-540-34681-4.
  16. ↑ Van Helden, Albert (14 January 2004). «The Galileo Project / Science / Simon Marius». Rice University.
  17. ↑ Baalke, Ron. «Discovery of the Galilean Satellites». Jet Propulsion Laboratory. Վերցված է 7 January 2010-ին.
  18. ↑ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (February 1997). «Longitude and the Académie Royale». University of St. Andrews. Վերցված է 14 June 2007-ին.
  19. ↑ Dobbins, T.; Sheehan, W. (2004). «The Story of Jupiter's Egg Moons». Sky & Telescope. 107 (1): 114–120.
  20. ↑ Minton, R. B. (1973). «The Red Polar Caps of Io». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 10: 35–39. Bibcode:1973CoLPL..10...35M.
  21. ↑ Lee, T. (1972). «Spectral Albedos of the Galilean Satellites». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 9 (3): 179–180. Bibcode:1972CoLPL...9..179L.
  22. ↑ Fanale, F. P.; և այլք: (1974). «Io: A Surface Evaporite Deposit?». Science. 186 (4167): 922–925. Bibcode:1974Sci...186..922F. doi:10.1126/science.186.4167.922. PMID 17730914.
  23. ↑ 23,0 23,1 Bigg, E. K. (1964). «Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission». Nature. 203 (4949): 1008–1010. Bibcode:1964Natur.203.1008B. doi:10.1038/2031008a0.
  24. ↑ 24,0 24,1 Fimmel, R. O.; և այլք: (1977). «First into the Outer Solar System». Pioneer Odyssey. NASA. Վերցված է 5 June 2007-ին.
  25. ↑ Anderson, J. D.; և այլք: (1974). «Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10». Science. 183 (4122): 322–323. Bibcode:1974Sci...183..322A. doi:10.1126/science.183.4122.322. PMID 17821098.
  26. ↑ «Pioneer 11 Images of Io». Galileo Home Page. Վերցված է 21 April 2007-ին.
  27. ↑ «Voyager Mission Description». NASA PDS Rings Node. 19 February 1997.
  28. ↑ 28,0 28,1 Smith, B. A.; և այլք: (1979). «The Jupiter system through the eyes of Voyager 1». Science. 204 (4396): 951–972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430.
  29. ↑ «Jupiter moon shows color, erosion signs». The Milwaukee Sentinel. United Press International. 6 March 1979. էջ 2.
  30. ↑ 30,0 30,1 Morabito, L. A.; և այլք: (1979). «Discovery of currently active extraterrestrial volcanism». Science. 204 (4396): 972. Bibcode:1979Sci...204..972M. doi:10.1126/science.204.4396.972. PMID 17800432.
  31. ↑ 31,0 31,1 Strom, R. G.; և այլք: (1979). «Volcanic eruption plumes on Io». Nature. 280 (5725): 733–736. Bibcode:1979Natur.280..733S. doi:10.1038/280733a0.
  32. ↑ 32,0 32,1 32,2 Peale, S. J.; և այլք: (1979). «Melting of Io by Tidal Dissipation». Science. 203 (4383): 892–894. Bibcode:1979Sci...203..892P. doi:10.1126/science.203.4383.892. PMID 17771724.
  33. ↑ Soderblom, L. A.; և այլք: (1980). «Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results». Geophys. Res. Lett. 7 (11): 963–966. Bibcode:1980GeoRL...7..963S. doi:10.1029/GL007i011p00963.
  34. ↑ 34,0 34,1 Pearl, J. C.; և այլք: (1979). «Identification of gaseous SO
    2     and new upper limits for other gases on Io». Nature. 288 (5725): 757–758. Bibcode:1979Natur.280..755P. doi:10.1038/280755a0.
  35. ↑ Broadfoot, A. L.; և այլք: (1979). «Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter». Science. 204 (4396): 979–982. Bibcode:1979Sci...204..979B. doi:10.1126/science.204.4396.979. PMID 17800434.
  36. ↑ Strom, R. G.; Schneider, N. M. (1982). «Volcanic eruptions on Io». In Morrison, D. (ed.). Satellites of Jupiter. University of Arizona Press. էջեր 598–633. ISBN 0-8165-0762-7.
  37. ↑ 37,0 37,1 Anderson, J. D.; և այլք: (1996). «Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io». Science. 272 (5262): 709–712. Bibcode:1996Sci...272..709A. doi:10.1126/science.272.5262.709. PMID 8662566.
  38. ↑ 38,0 38,1 38,2 McEwen, A. S.; և այլք: (1998). «High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io». Science. 281 (5373): 87–90. Bibcode:1998Sci...281...87M. doi:10.1126/science.281.5373.87. PMID 9651251.
  39. ↑ 39,0 39,1 Perry, J.; և այլք: (2007). «A Summary of the Galileo mission and its observations of Io». In Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R. (eds.). Io after Galileo. Springer-Praxis. էջեր 35–59. ISBN 978-3-540-34681-4.
  40. ↑ Porco, C. C.; և այլք: (2003). «Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings» (PDF). Science. 299 (5612): 1541–1547. Bibcode:2003Sci...299.1541P. doi:10.1126/science.1079462. PMID 12624258.
  41. ↑ Marchis, F.; և այլք: (2005). «Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm». Icarus. 176 (1): 96–122. Bibcode:2005Icar..176...96M. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.014.
  42. ↑ Spencer, John (23 February 2007). «Here We Go!». Planetary.org. Արխիվացված է օրիգինալից 29 August 2007-ին.
  43. ↑ 43,0 43,1 Spencer, J. R.; և այլք: (2007). «Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano». Science. 318 (5848): 240–243. Bibcode:2007Sci...318..240S. doi:10.1126/science.1147621. PMID 17932290.
  44. ↑ Jonathan Amos (2 May 2012). «Esa selects 1bn-euro Juice probe to Jupiter». BBC News.
  45. ↑ JUICE assessment study report (Yellow Book), ESA, 2012
  46. ↑ McEwen, A. S.; Turtle, E. P.; IVO Team (2015). The Io Volcano Observer (IVO) for Discovery 2015 (PDF). 46th Lunar and Planetary Science Conference. 16–20 March 2015. The Woodlands, Texas. Abstract #1627.
  47. ↑ Lopes, R. M. C.; Williams, D. A. (2005). «Io after Galileo». Reports on Progress in Physics. 68 (2): 303–340. Bibcode:2005RPPh...68..303L. doi:10.1088/0034-4885/68/2/R02.
  48. ↑ Spencer, J. «John Spencer's Astronomical Visualizations». Վերցված է 25 May 2007-ին.
  49. ↑ «Io: Overview». Solar System Exploration. NASA. Վերցված է 29 October 2014-ին.
  50. ↑ 50,0 50,1 50,2 50,3 50,4 50,5 50,6 50,7 Schneider, N. M.; Bagenal, F. (2007). «Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions». In Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R. (eds.). Io after Galileo. Springer-Praxis. էջեր 265–286. ISBN 978-3-540-34681-4.
  51. ↑ 51,0 51,1 Postberg, F.; և այլք: (2006). «Composition of jovian dust stream particles». Icarus. 183 (1): 122–134. Bibcode:2006Icar..183..122P. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.001.
  52. ↑ Burger, M. H.; և այլք: (1999). «Galileo's close-up view of Io sodium jet». Geophys. Res. Lett. 26 (22): 3333–3336. Bibcode:1999GeoRL..26.3333B. doi:10.1029/1999GL003654.
  53. ↑ 53,0 53,1 Krimigis, S. M.; և այլք: (2002). «A nebula of gases from Io surrounding Jupiter». Nature ամսագիր. 415 (6875): 994–996. Bibcode:2002Natur.415..994K. doi:10.1038/415994a. PMID 11875559.
  54. ↑ Medillo, M.; և այլք: (2004). «Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds». Icarus. 170 (2): 430–442. Bibcode:2004Icar..170..430M. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.009.
  55. ↑ Grün, E.; և այլք: (1993). «Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft» (PDF). Nature. 362 (6419): 428–430. Bibcode:1993Natur.362..428G. doi:10.1038/362428a0.
  56. ↑ Zook, H. A.; և այլք: (1996). «Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories». Science. 274 (5292): 1501–1503. Bibcode:1996Sci...274.1501Z. doi:10.1126/science.274.5292.1501. PMID 8929405.
  57. ↑ Grün, E.; և այլք: (1996). «Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter». Science. 274 (5286): 399–401. Bibcode:1996Sci...274..399G. doi:10.1126/science.274.5286.399.
  58. ↑ 58,0 58,1 Kerr, R. A. (2010). «Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io». Science. 327 (5964): 408–409. doi:10.1126/science.327.5964.408-b. PMID 20093451.
  59. ↑ Schubert, G.; Anderson, J. D.; Spohn, T.; McKinnon, W. B. (2004). «Interior composition, structure and dynamics of the Galilean satellites». In Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. (eds.). Jupiter : the planet, satellites, and magnetosphere. New York: Cambridge University Press. էջեր 281–306. ISBN 978-0521035453. OCLC 54081598.
  60. ↑ 60,0 60,1 Anderson, J. D.; և այլք: (2001). «Io's gravity field and interior structure». J. Geophys. Res. 106 (E12): 32963–32969. Bibcode:2001JGR...10632963A. doi:10.1029/2000JE001367.
  61. ↑ Kivelson, M. G.; և այլք: (2001). «Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000». J. Geophys. Res. 106 (A11): 26121–26135. Bibcode:2001JGR...10626121K. doi:10.1029/2000JA002510.
  62. ↑ Sohl, F.; և այլք: (2002). «Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites». Icarus. 157 (1): 104–119. Bibcode:2002Icar..157..104S. doi:10.1006/icar.2002.6828.
  63. ↑ Kuskov, O. L.; Kronrod, V. A. (2001). «Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites». Icarus. 151 (2): 204–227. Bibcode:2001Icar..151..204K. doi:10.1006/icar.2001.6611.
  64. ↑ 64,0 64,1 64,2 64,3 Moore, W. B.; և այլք: (2007). «The Interior of Io.». In R. M. C. Lopes; J. R. Spencer (eds.). Io after Galileo. Springer-Praxis. էջեր 89–108. ISBN 978-3-540-34681-4.
  65. ↑ «NASA's Galileo Reveals Magma 'Ocean' Beneath Surface of Jupiter's Moon». Science Daily. 12 May 2011.
  66. ↑ Perry, J. (21 January 2010). «Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean». The Gish Bar Times.
  67. ↑ Jaeger, W. L.; և այլք: (2003). «Orogenic tectonism on Io». J. Geophys. Res. 108 (E8): 12–1. Bibcode:2003JGRE..108.5093J. doi:10.1029/2002JE001946.
  68. ↑ Yoder, C. F.; և այլք: (1979). «How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks». Nature. 279 (5716): 767–770. Bibcode:1979Natur.279..767Y. doi:10.1038/279767a0.
  69. ↑ Lainey, V.; և այլք: (2009). «Strong tidal dissipation in Io and Jupiter from astrometric observations». Nature. 459 (7249): 957–959. Bibcode:2009Natur.459..957L. doi:10.1038/nature08108. PMID 19536258.
  70. ↑ Steigerwald, William (10 September 2015). «Underground Magma Ocean Could Explain Io's 'Misplaced' Volcanoes». NASA. Վերցված է 19 September 2015-ին.
  71. ↑ Tyler, Robert H.; Henning, Wade G.; Hamilton, Christopher W. (June 2015). «Tidal Heating in a Magma Ocean within Jupiter's Moon Io». The Astrophysical Journal Supplement Series. 218 (2). 22. Bibcode:2015ApJS..218...22T. doi:10.1088/0067-0049/218/2/22.
  72. ↑ Lewin, Sarah (14 September 2015). «Magma Oceans on Jupiter's Moon Io May Solve Volcano Mystery». Space.com. Վերցված է 19 September 2015-ին.
  73. ↑ «Cassini Finds Global Ocean in Saturn's Moon Enceladus». NASA / Jet Propulsion Laboratory. 15 September 2015. Վերցված է 19 September 2015-ին.
  74. ↑ Britt, Robert Roy (16 March 2000). «Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color». Space.com. Արխիվացված է օրիգինալից 18 August 2000-ին.
  75. ↑ Calder, Nigel (2005). Magic Universe: A Grand Tour of Modern Science. Oxford University Press. էջ 215. ISBN 978-0-19-280669-7.
  76. ↑ 76,0 76,1 Carlson, R. W.; և այլք: (2007). «Io's surface composition». In Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R. (eds.). Io after Galileo. Springer-Praxis. էջեր 194–229. ISBN 978-3-540-34681-4.
  77. ↑ Spencer, J.; և այլք: (2000). «Discovery of Gaseous S
    2     in Io's Pele Plume». Science. 288 (5469): 1208–1210. Bibcode:2000Sci...288.1208S. doi:10.1126/science.288.5469.1208. PMID 10817990.
  78. ↑ Douté, S.; և այլք: (2004). «Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS». Icarus. 169 (1): 175–196. Bibcode:2004Icar..169..175D. doi:10.1016/j.icarus.2004.02.001.
  79. ↑ Seeds, Michael A.; Backman, Dana E. (2012). The Solar System (8th ed.). Cengage Learning. էջ 514. ISBN 9781133713685.
  80. ↑ Hadhazy, Adam (6 March 2014). «Alien Moons Could Bake Dry from Young Gas Giants' Hot Glow». Astrobiology Magazine. Վերցված է 28 October 2014-ին.
  81. ↑ Sokol, Joshua (26 June 2019). «This World Is a Simmering Hellscape. They've Been Watching Its Explosions. - Researchers have released a five-year record of volcanic activity on Io, a moon of Jupiter, hoping others will find more patterns». The New York Times. Վերցված է 26 June 2019-ին.
  82. ↑ 82,0 82,1 82,2 Radebaugh, D.; և այլք: (2001). «Paterae on Io: A new type of volcanic caldera?» (PDF). J. Geophys. Res. 106 (E12): 33005–33020. Bibcode:2001JGR...10633005R. doi:10.1029/2000JE001406.
  83. ↑ Keszthelyi, L.; և այլք: (2004). «A Post-Galileo view of Io's Interior» (PDF). Icarus. 169 (1): 271–286. Bibcode:2004Icar..169..271K. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.005.
  84. ↑ Williams, David; Radebaugh, Jani; Keszthelyi, Laszlo P.; McEwen, Alfred S.; Lopes, Rosaly M. C.; Douté, Sylvain; Greeley, Ronald (2002). «Geologic mapping of the Chaac-Camaxtli region of Io from Galileo imaging data». Journal of Geophysical Research. 107 (E9): 5068. Bibcode:2002JGRE..107.5068W. doi:10.1029/2001JE001821.
  85. ↑ Moore, Patrick, ed. (2002). Astronomy Encyclopedia. New York: Oxford University Press. էջ 232. ISBN 0-19-521833-7.
  86. ↑ Perry, J. E.; և այլք: (2003). Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001 (PDF). Lunar and Planetary Science Conference - LPSC XXXIV. Clear Lake City. Abstract #1720.
  87. ↑ Radebaugh, J.; և այլք: (2004). «Observations and temperatures of Io's Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images». Icarus. 169 (1): 65–79. Bibcode:2004Icar..169...65R. doi:10.1016/j.icarus.2003.10.019.
  88. ↑ Howell, R. R.; Lopes, R. M. C. (2007). «The nature of the volcanic activity at Loki: Insights from Galileo NIMS and PPR data». Icarus. 186 (2): 448–461. Bibcode:2007Icar..186..448H. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.022.
  89. ↑ «Juno mission captures images of volcanic plumes on Jupiter's moon Io». Southwest Research Institute. 31 December 2018. Վերցված է 2 January 2019-ին.
  90. ↑ Keszthelyi, L.; և այլք: (2001). «Imaging of volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission». J. Geophys. Res. 106 (E12): 33025–33052. Bibcode:2001JGR...10633025K. doi:10.1029/2000JE001383.
  91. ↑ 91,0 91,1 Battaglia, Steven M. (March 2019). A Jökulhlaup-like Model for Secondary Sulfur Flows on Io. 50th Lunar and Planetary Science Conference. 18–22 March 2019. The Woodlands, Texas. Bibcode:2019LPI....50.1189B. LPI Contribution No. 1189.
  92. ↑ 92,0 92,1 Keszthelyi, L.; և այլք: (2007). «New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior» (PDF). Icarus. 192 (2): 491–502. Bibcode:2007Icar..192..491K. doi:10.1016/j.icarus.2007.07.008.
  93. ↑ Roesler, F. L.; Moos, H. W.; Oliversen, R. J.; Woodward, Jr., R. C.; Retherford, K. D.; և այլք: (January 1999). «Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS». Science. 283 (5400): 353–357. Bibcode:1999Sci...283..353R. doi:10.1126/science.283.5400.353. PMID 9888844.
  94. ↑ 94,0 94,1 94,2 Geissler, P. E.; McEwen, A. S.; Ip, W.; Belton, M. J. S.; Johnson, T. V.; և այլք: (August 1999). «Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io». Science. 285 (5429): 870–874. Bibcode:1999Sci...285..870G. doi:10.1126/science.285.5429.870. PMID 10436151.
  95. ↑ McEwen, A. S.; Soderblom, L. A. (August 1983). «Two classes of volcanic plume on Io». Icarus. 55 (2): 197–226. Bibcode:1983Icar...55..191M. doi:10.1016/0019-1035(83)90075-1.
  96. ↑ Battaglia, Steven M.; Stewart, Michael A.; Kieffer, Susan W. (June 2014). «Io's theothermal (sulfur) - Lithosphere cycle inferred from sulfur solubility modeling of Pele's magma supply». Icarus. 235: 123–129. Bibcode:2014Icar..235..123B. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.019.
  97. ↑ Clow, G. D.; Carr, M. H. (1980). «Stability of sulfur slopes on Io». Icarus. 44 (2): 268–279. Bibcode:1980Icar...44..268C. doi:10.1016/0019-1035(80)90022-6.
  98. ↑ 98,0 98,1 Schenk, P. M.; Bulmer, M. H. (1998). «Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements». Science. 279 (5356): 1514–1517. Bibcode:1998Sci...279.1514S. doi:10.1126/science.279.5356.1514. PMID 9488645.
  99. ↑ McKinnon, W. B.; և այլք: (2001). «Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting». Geology. 29 (2): 103–106. Bibcode:2001Geo....29..103M. doi:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2.
  100. ↑ Tackley, P. J. (2001). «Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows». J. Geophys. Res. 106 (E12): 32971–32981. Bibcode:2001JGR...10632971T. doi:10.1029/2000JE001411.
  101. ↑ 101,0 101,1 Schenk, P. M.; Wilson, R. R.; Davies, A. G. (2004). «Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io». Icarus. 169 (1): 98–110. Bibcode:2004Icar..169...98S. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.015.
  102. ↑ Moore, J. M.; և այլք: (2001). «Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view» (PDF). J. Geophys. Res. 106 (E12): 33223–33240. Bibcode:2001JGR...10633223M. doi:10.1029/2000JE001375.
  103. ↑ 103,0 103,1 103,2 103,3 103,4 103,5 103,6 Lellouch, E.; և այլք: (2007). «Io's atmosphere». In Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (eds.). Io after Galileo. Springer-Praxis. էջեր 231–264. ISBN 978-3-540-34681-4.
  104. ↑ 104,0 104,1 104,2 104,3 104,4 Walker, A. C.; և այլք: (2010). «A Comprehensive Numerical Simulation of Io's Sublimation-Driven Atmosphere». Icarus. in. press (1): 409–432. Bibcode:2010Icar..207..409W. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.012.
  105. ↑ Spencer, A. C.; և այլք: (2005). «Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io's SO
    2     atmosphere»     (PDF). Icarus. 176 (2): 283–304. Bibcode:2005Icar..176..283S. doi:10.1016/j.icarus.2005.01.019.
  106. ↑ Geissler, P. E.; Goldstein, D. B. (2007). «Plumes and their deposits». In Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R. (eds.). Io after Galileo. Springer-Praxis. էջեր 163–192. ISBN 978-3-540-34681-4.
  107. ↑ 107,0 107,1 107,2 Moullet, A.; և այլք: (2010). «Simultaneous mapping of SO2, SO, NaCl in Io's atmosphere with the Submillimeter Array». Icarus. in. press (1): 353–365. Bibcode:2010Icar..208..353M. doi:10.1016/j.icarus.2010.02.009.
  108. ↑ Feaga, L. M.; և այլք: (2009). «Io's dayside SO
    2     atmosphere». Icarus. 201 (2): 570–584. Bibcode:2009Icar..201..570F. doi:10.1016/j.icarus.2009.01.029.
  109. ↑ Spencer, John (8 June 2009). «Aloha, Io». The Planetary Society Blog. The Planetary Society.
  110. ↑ Tsang, C. C. C.; Spencer, J. R.; Lellouch, E.; Lopez-Valverde, M. A.; Richter, M. J. (2 August 2016). «The collapse of Io's primary atmosphere in Jupiter eclipse». Journal of Geophysical Research: Planets. 121 (8): 1400–1410. Bibcode:2016JGRE..121.1400T. doi:10.1002/2016JE005025.
  111. ↑ Moore, C. H.; և այլք: (2009). «1-D DSMC simulation of Io's atmospheric collapse and reformation during and after eclipse». Icarus. 201 (2): 585–597. Bibcode:2009Icar..201..585M. doi:10.1016/j.icarus.2009.01.006.
  112. ↑ Fanale, F. P.; և այլք: (June 1981). «Io: Could Կաղապար:Chem2 condensation/sublimation cause the sometimes reported post-eclipse brightening?». Geophysical Research Letters. 8 (6): 625–628. Bibcode:1981GeoRL...8..625F. doi:10.1029/GL008i006p00625.
  113. ↑ Nelson, Robert M.; և այլք: (February 1993). «The Brightness of Jupiter's Satellite Io Following Emergence from Eclipse: Selected Observations, 1981–1989». Icarus. 101 (2): 223–233. Bibcode:1993Icar..101..223N. doi:10.1006/icar.1993.1020.
  114. ↑ Veverka, J.; և այլք: (July 1981). «Voyager search for posteclipse brightening on Io». Icarus. 47 (1): 60–74. Bibcode:1981Icar...47...60V. doi:10.1016/0019-1035(81)90091-9.
  115. ↑ Secosky, James J.; Potter, Michael (September 1994). «A Hubble Space Telescope study of posteclipse brightening and albedo changes on Io». Icarus. 111 (1): 73–78. Bibcode:1994Icar..111...73S. doi:10.1006/icar.1994.1134.
  116. ↑ Bellucci, Giancarlo; և այլք: (November 2004). «Cassini/VIMS observation of an Io post-eclipse brightening event». Icarus. 172 (1): 141–148. Bibcode:2004Icar..172..141B. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.012.
  117. ↑ Crowe, Robert (2 August 2016). «SwRI Space Scientists Observe Io's Atmospheric Collapse During Eclipse». Southwest Research Institute. Վերցված է 4 October 2018-ին.
  118. ↑ Tsang, Constantine C. C.; և այլք: (August 2016). «The collapse of Io's primary atmosphere in Jupiter eclipse» (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 121 (8): 1400–1410. Bibcode:2016JGRE..121.1400T. doi:10.1002/2016JE005025.
  119. ↑ Retherford, K. D.; և այլք: (2000). «Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions». J. Geophys. Res. 105 (A12): 27, 157–27, 165. Bibcode:2000JGR...10527157R. doi:10.1029/2000JA002500.

Արտաքին հղումներ

Ընդհանուր տեղեկություններ

Կինոնկարներ

Լուսանկարներ

Քարտեզներ

Այլ տեղեկություններ

Արբանյակները նշված են մեծ կիսաառանցքի աճման կարգով
Ներքին արբանյակներ
Գալիլեյան արբանյակներ
Ֆեմիստոյի խումբ
Հիմալիայի խումբ
Կարպոյի խումբ
Վալետուդոյի խումբ
Անանկեի խումբ
Կարմեի խումբ
Պասիֆեի խումբ
(?) - նշված են արբանյակներ, որոնք այլևս չեն դիտարկվել և համարվում են «կորսված»
Ստացված է «https://hy.wikipedia.org/w/index.php?title=Մասնակից:Ahaik/ավազ3&oldid=7041661» էջից