Io (mesiac)

Io je jedným z mesiacov planéty Jupiter, najvnútornejší zo skupiny mesiacov objavených Galileom. S priemerom 3 642,6 km ide o štvrtý najväčší mesiac v slnečnej sústave. Vzdialenosť od planéty je 421 700 km (0,002819 AU). Pomenovaný bol podľa gréckej mytológie po Ió – kňažnej Héry, ktorá sa stala milenkou vládcu bohov Dia (v rímskej mytológii bol jeho ekvivalentom Jupiter).

Io

Mesiac Io
Základné informácie
ObjaviteľGalileo Galilei,
Simon Marius[1]
Dátum objavenia7. január 1610
SatelitJupiter
Iné označeniaJupiter I
Orbitálne (obehové) vlastnosti
(Epocha: J2000.0)
Obvod orbity2 649 600 km
Excentricita0,0041
Pericentrum420 000 km
Apocentrum423 400 km
Perióda obehu1,769137786 d (152 853,5047 s)
Priemerná obežná rýchlosť17,334 km/s
Uhol sklonu dráhy k rovníku planéty0,05°
Uhol sklonu dráhy k ekliptike2,21°
Fyzikálne vlastnosti
Rovníkový priemer3 642,6 km (0,286 Zeme)
Rozmery(3660,0×3637,4×3 630,6 km)
Plocha povrchu41 910 000 km² (0,082 Zeme)[pozn. 1]
Objem2,53e+10 km³ (0,023 Zeme)[pozn. 2]
Hmotnosť8,9319 x 1022 kg (0,015 Zeme)[2]
Gravitácia na rovníku1,79 m/s2 (0,183 G)[pozn. 3]
Úniková rýchlosť2,6 km/s[pozn. 4]
Rýchlosť rotácie271 km/h
Albedo0,63 ± 0,02[3]
Priemerná povrchová teplota130 K (-143,15 °C)
Atmosférické vlastnosti
Zloženie atmosféryoxid siričitý 90 %
Ďalšie odkazy
CommonsIo
Pozri aj Portál Slnečná sústava

Na povrchu mesiaca sa nachádza viac ako 400 aktívnych sopiek a Io je tak geologicky najaktívnejším telesom v slnečnej sústave.[4][5] Extrémne vulkanická aktivita je výsledkom silných slapových javov spôsobených Jupiterom, Európou a Ganymedom. Slapové sily pôsobiace na celý mesiac vyvolávajú trenie, ktoré je príčinou zahrievania jeho vnútra. Erupcie na povrchu vytvárajú oblaky síry a oxidu siričitého, ktoré dosahujú výšku až 500 km. Povrch je pokrytý viac ako stovkou vrchov, ktoré vznikli vyzdvihnutím častí kôry vplyvom extrémneho stlačenia kremičitanového plášťa. Niektoré z týchto vrchov siahajú vyššie ako najvyšší pozemský vrch Mount Everest.[6] Na rozdiel od väčšiny mesiacov vo vonkajšej slnečnej sústave, ktoré majú na povrchu hrubú vrstvu ľadu, je Io zložený prevažne zo kremičitanových hornín, ktoré sú okolo roztaveného železného alebo síro-železného jadra. Väčšina povrchu mesiaca je charakteristická rozsiahlymi pláňami pokrytými sírou alebo zmrznutým oxidom siričitým, čo spôsobuje jeho zvláštne sfarbenie.

Povrchový vulkanizmus je zodpovedný za veľké množstvo unikátnych útvarov na Io. Sopečné mračná a lávové prúdy neustále pretvárajú povrch mesiaca. Jeho sfarbenie, ktoré sa vyskytuje v rôznych odtieňoch červenej, žltej, bielej, čiernej a zelenej, je spôsobené väčšinou zlúčeninami síry. Veľké množstvo lávových prúdov, niekoľko z nich dlhších než 500 km, prispievajú k rýchlym zmenám vzhľadu povrchu. Pri pohľade z vesmíru povrch mesiaca pripomína povrch pizze. Sopečné erupcie neustále dopĺňajú materiál do slabej atmosféry Io a druhotne aj do rozsiahlej magnetosféry Jupitera.

Io obieha okolo Jupitera po eliptickej trajektórii s veľkou polosou 422 000 km pričom jeden obeh trvá len 1,8 dňa.

Mesiac Io hral významnú úlohu v rozvoji astronómie v 17. a 18. storočí. Objavený bol už v roku 1610 Galileom Galileim, spolu s ďalšími veľkými satelitmi Jupitera. Objav týchto mesiacov podporil všeobecné prijatie Kopernikovho heliocentrického modelu slnečnej sústavy, vývoj Keplerových pohybových zákonov a prvé merania rýchlosti svetla.[7] Až do konca 19. storočia zostával Io pre pozorovatľov len obyčajným bodom. Zlepšenie astronomických ďalekohľadov na začatku 20. storočia umožnilo rozpoznať tmavo červené polárne a svetlé rovníkové oblasti. V druhej polovici 20. storočia preleteli okolo mesiaca dve kozmické sondy Voyager 1 a Voyager 2, ktoré priniesli poznatky o jeho geologickej aktivite a mladom povrchu bez zjavného pokrytia impaktnými krátermi. V 90. rokoch a na začiatku roka 2000 okolo mesiaca niekoľkokrát preletela kozmická sonda Galileo, čo prispelo k získaniu poznatkov o vnútornej stavbe mesiaca. Prieskum Io pokračoval v prvých mesiacoch roku 2007 preletom sondy New Horizons.

Fyzikálne vlastnosti

So svojím stredným priemerom 3 640 km je tretím najväčším Jupiterovým mesiacom a teda len o málo väčší ako zemský Mesiac, ktorý má priemer 3 476 km. Váži 8,93.1022 kg pričom priemerná hustota dosahuje 5,3g.cm−3. Pre porovnanie, Mesiac dosahuje hmotnosť 7,4.1022 kg, čo je o 21 % viac, pri priemernej hustote 3,3 g.cm−3. Medzi Galileovými mesiacmi je v uvedených parametroch pred Europou, ale za Kallisto a Ganymedom.

Dráha a rotácia

Obežná dráha
Animácia ukazuje Laplaceovu rezonanciu mesiaca Io s Europou a Ganymedom

Io obieha okolo Jupitera vo vzdialenosti 421 700 km od stredu planéty a 350 000 km od horných vrstiev jeho mračien. Ide o najvnútornejší z Galileových mesiacov Jupitera. Jeho obežná dráha leží medzi dráhami mesiaca Thebe a Europa. Ak sa berú do úvahy všetky (známe) malé mesiace, je Io piatym mesiacom najbližším mesiacom k Jupiteru. Jeho obeh okolo Jupitera je v dráhovej rezonancii v pomere 2:1 s Európou a 4:1 s Ganymedom, čo znamená, že stihne vykonať dva obehy okolo planéty, za rovnaký čas, než Europa raz obehne Jupiter a štyri než jeden obeh uskutoční Ganymedes. Vzájomná rezonancia pomáha udržať sklon obežnej osi, ktorý je 0,0041°, a súčasne pomáha generovať vnútorné teplo potrebné pre sopečnú činnosť mesiaca.[8] Bez tejto vzájomnej interakcie by Io bol menej aktívny svet. Počas obehu je postupne priťahovaný k Európe a Ganymedovi, čím sa vychyľuje zo svojej pôvodnej dráhy. Keď sa od týchto mesiacov vzdiali, je opäť pritiahnutý Jupiterom na pôvodnú dráhu. Tento pohyb mimo dráhu vyvoláva trenie a vydúvanie povrchu, ktoré dosahuje až sto metrov.[9] Táto synchronicita poskytuje taktiež definíciu zemepisnej dĺžky na Io. Hlavný poludník pretína rovník v bode najbližšom k Jupiteru.[10] Strana mesiaca, ktorá je vždy privrátená k Jupiteru je známa ako subjoviánska hemisféra, kým opačná strana sa nazýva antijoviánska hemisféra. Strana, ktorá je natočená do smeru obehu sa nazýva predná (angl. leading), opačná strana sa nazýva zadná (angl. trailing). Jeho obeh trvá 42,5 hodín, čo je dostatočná rýchlosť pre pozorovanie jeho pohybu počas jednej noci.

Rotácia

Podobne ako ostatné Galileove mesiace či pozemský Mesiac má aj Io k Jupiteru privrátenú stále rovnakú stranu a teda má viazanú rotáciu, čo sa využíva pre definíciu pozičných súradníc.

Slapové javy

Na rozdiel od Zeme a Mesiaca získava Io hlavnú časť tepla skôr pôsobením slapových javov na jeho jadro ako z rádioaktívneho rozpadu izotopov. Množstvo takto vzniknutého tepla je závislé od vzdialenosti od Jupitera, rotačnej osi, zloženia a stavu materiálu tvoriaceho vnútornú časť mesiaca.[11] Dráhová rezonancia s Europou a Ganymedom udržiava excentricitu obežnej dráhy Io a zabraňuje tomu, aby slapové trenie vnútri Io zmenilo túto dráhu na kruhovú. Rezonančná obežná dráha tiež udržuje vzdialenosť Io od Jupitera; inak by slapy generované Jupiterom spôsobili, že by sa Io pomaly od svojej materskej planéty vzďaľoval.[12] Vertikálna zmena prílivovej výdute Io medzi okamihmi, keď sa mesiac nachádza v apocentre a pericentre svojej obežnej dráhy, môže byť až 100 metrov.[9] Slapové trenie, ktoré vzniká vo vnútri Io, vďaka premene slapovej sily, ktorá by – nebyť rezonančnej obežnej dráhy – viedla k zmene obežnej dráhy na kruhovú, spôsobuje veľké slapové zahrievanie vo vnútri Io, vedúce k taveniu významnej časti mesačného plášťa a jadra. Množstvo takto produkovanej tepelnej energie je až 200 krát vyššie ako množstvo energie z rádioaktívneho rozpadu prvkov.[4] Táto energia sa uvoľní vo forme vulkanickej aktivity, vedúcej k pozorovanému vysokému tepelnému toku (globálny úhrn: 0,6 až 1,6 × 1014 W). Modely jeho obežnej dráhy ukazujú, že objem prílivového zahrievania vnútra Io sa s časom mení a v súčasnosti pozorovaný tepelný tok nie je reprezentatívnym dlhodobým priemerom.[11]

Interakcia s magnetosférou Jupitera
Schematický nákres magnetosféry Jupitera a zložiek ovplyvňujúcich mesiac Io (v blízkosti stredu obrázka): plazmatický torus (červená), neutrálny oblak (žltá), indukčné trubice (zelená) a magnetické indukčné čiary (modrá)[13]

Io hrá významnú úlohu v celkovom tvare magnetosféry Jupitera. Magnetosféra odvádza plyny a prach z tenkej atmosféry Io rýchlosťou približne 1 tona za sekundu.[14] Tento materiál je prevažne zložený z ionizovanej a atomárnej síry, kyslíka a chlóru, atomárneho sodíka a draslíka, molekúl oxidu siričitého a síry a taktiež draselnosodíkovej soli.[14][15] Tieto látky majú priamy pôvod v sopečnej činnosti mesiaca, ktorá ich vyvrhla do atmosféry mesiaca. Získaný materiál v závislosti na svojom elektrickom náboji skončí v rôznych prachových oblakoch a radiačných pásoch jupiterovskej magnetosféry a v niektorých prípadoch môže dokonca opustiť gravitačnú oblasť ovládanú Jupiterom.

Do vzdialenosti šiestich priemerov Io od jeho povrchu sa okolo mesiaca nachádza oblak neutrálnych atómov síry, kyslíka, sodíka a draslíka. Tieto častice pochádzajú z vrchnej atmosféry mesiaca, ale sú excitované zrážkami s iónmi v plazmovom toruse (pozri nižšie) a ostatnými procesmi. Plnia Hillovu sféru Io, čo je oblasť, kde mesačná gravitácia dominuje nad Jupiterovou. Niektoré tieto častice nakoniec uniknú z gravitačného pôsobenia mesiaca a sú stiahnuté na obežnú dráhu okolo Jupitera. Počas dvadsiatich hodín sa tieto uniknuté častice rozložia do neutrálneho mračna v tvare banánu, ktorý sa môže ťahať až do vzdialenosti šiestich priemerov mesiaca.[14] Zrážky, ktoré excitujú tieto častice, tiež občas poskytnú elektrón sodíkovým iónom v plazmovom toruse, takže tieto nové "rýchle" neutrálne častice sú z torusu rýchlo odstránené, pričom si však stále udržujú svoju rýchlosť (70 km/s v porovnaní s obežnou rýchlosťou Io 17 km/h), ktorá tieto častice vo výtryskoch vystreľuje preč z Io.[16]

Io obieha vo vnútri pásu intenzívneho žiarenia elektrónov a iónov odchytených magnetickým poľom Jupitera[9]. Tento pás má tvar pneumatiky a je známy ako plazmový torus mesiaca Io. Plazma obsahujúca síru, kyslík, sodík a chlór, ktorá vzniká pri ionizácii neutrálnych atómov v oblaku obklopujúcom Io, je odnášaná Jupiterovou magnetosférou.[14] Na rozdiel od častíc v neutrálnom oblaku, tieto častice s ňou aj spolu rotujú. Okolo Jupitera obiehajú rýchlosťou 74 km/s. Podobne ako zvyšok Jupiterovho magnetického poľa je aj plazmový torus naklonený k obežnej rovine a rovine Jupiterovho rovníka. To znamená, že Io je niekedy pod a inokedy nad jadrom plazmového toru. Ako bolo spomenuté vyššie, vysoké rýchlosti a energie iónov sú z časti zodpovedné za odnášanie neutrálnych atómov a molekúl z atmosféry mesiaca Io do rozsiahlejšieho neutrálneho oblaku.

Torus sa skladá z troch častí: vonkajšieho, "teplého toru", ktorý leží mimo obežnej dráhy Io; zvisle pretiahnutej oblasti známej ako "ribbon" zloženej z neutrálnej oblasti a chladnejšej plazmy, ktorá sa nachádza vo vzdialenosti zodpovedajúcej veľkosti mesiaca Io. Poslednou je vnútorný "chladný torus" zložený z častíc, ktoré v špirálach pomaly padajú k Jupiteru.[14] Po asi 40 dňoch strávených v tore častice z teplého toru unikajú, čo spôsobuje netypicky veľkú magnetosféru Jupitera.[17] Častice z Io detegované ako zmeny v magnetosférickej plazme ďaleko v magnetochvoste boli zachytené sondou New Horizons. Zatiaľ nebola nájdená spojitosť s vulkanickou aktivitou na povrchu mesiaca a tak sa za zdroj týchto častíc považujú neutrálne sodíková mračná.[18]

Sonda Ulysses počas svojho priblíženia v roku 1992 zaznamenala prúdy častíc veľkosti prachu vyvrhovaného mimo sústavu Jupitera.[19] Prach, ktorý sa v týchto prúdoch pohyboval rýchlosťou až niekoľko stoviek kilometrov za sekundu, mal priemernú veľkosť zrna 10 mikrometrov a je tvorený prevažne chloridom sodným.[15][20] Neskoršie merania sondy Galileo dokázali, že tieto prachové prúdy pochádzajú z Io. V súčasnosti ale nie je známy mechanizmus ich vzniku.[21]

Pohyb Io v magnetickom poli vytvára princíp generátora, ktorý vytvára napätie so silou 400 000 V naprieč svojím priemerom a elektrický prúd s hodnotou 3 miliónov ampérov prúdiaci do ionosféry planéty pozdĺž magnetického poľa Jupitera.[9]

Atmosféra
Polárna žiara vo vrchných vrstvách atmosféry. Rozdielne farby sú spôsobené rôznymi časticami v atmosfére (zelené atómy sodíka, červené atómy kyslíka a modré molekuly plynov ako napríklad oxidu siričitého). Snímka zhotovený počas zatmenia Io

Io má extrémne riedku atmosféru, ktorá sa skladá hlavne z oxidu siričitého s tlakom rádovo iba 10−3 Pa.[22] V prípade vyslania sondy na povrch mesiaca nebude možné brzdiť sondu padákom a sonda nebude potrebovať ani tepelný štít, ale pre mäkké pristátie musí použiť raketový motor. Taká riedka atmosféra nezabraňuje ani prieniku ionizujúceho žiarenia, ktoré intenzívne dopadá aj na povrch mesiaca.

Radiácia neustále rozkladá častice v atmosfére, z čoho vyplýva, že musia byť sústavne dopĺňané.[23] Hlavným zdrojom nových častíc je sopečná činnosť, ktorá dodáva oxid siričitý. Okrem toho sa do atmosféry dostáva veľké množstvo plynu tiež sublimáciou zmrznutého oxidu siričitého z povrchu. Najhustejšia atmosféra je pri povrchu, kde je najteplejšie a kde dochádza k najväčšej sublimácii a úniku sopečných plynov z aktívnych sopiek.[24] Hrúbka atmosféry nie je rovnomerná. Závisí od blízkosti zdrojov a od osvetlenia (odvrátená strana od Jupitera je viac pokrytá ľadovým oxidom siričitým než strana privrátená).[23]

Snímky vo vysokom rozlíšení získané v čase, keď došlo k zatmeniu mesiaca, ukázali polárnu žiaru. Tá je, podobne ako na Zemi, spôsobená interakciami ionizujúceho žiarenia s časticami atmosféry. Zvyčajne sa vyskytuje nad magnetickými pólmi planét, ale v prípade Io sa objavuje v oblasti rovníka, pretože Io nemá vlastné magnetické pole a tak sa elektróny pohybujú v magnetickom poli Jupitera, kým sa stretnú s atmosférou mesiaca. Viac elektrónov koliduje s atmosférou za vzniku jasnejšej žiary v oblasti, kde sú siločiary kolmé na satelit (t. j. v blízkosti rovníka), pretože stĺpec plynov, ktorým prechádzajú, je tu dlhší. Žiary súvisiace s týmito bodmi na tangentách sú zaznamenávané s meniacou sa orientáciou Jupiterovho nakloneného magnetického dipólu.[25]

Povrch

Na základe poznatkov prastarého povrchu Mesiaca, Marsu a Merkúru vedci predpokladali, že aj povrch Io je zbrázdený množstvom impaktných kráterov, ktoré budú dobre viditeľné na prvých snímkach povrchu zo sondy Voyager 1. Z množstva kráterov by potom bolo možné stanoviť vek mesiaca. Ale prvé snímky prekvapivo ukázali, že povrch je takmer bez kráterov. Namiesto toho bol pokrytý hladkými planinami narušovanými horami rôznej veľkosti a tvaru, lávovými výlevmi a prúdmi.[26] Celý povrch je navyše rôzne zafarbený v závislosti od materiálu, ktorý sa v určitej oblasti nachádza, čo viedlo k prirovnaniu mesiaca k pomaranču alebo pizze.[27] Neprítomnosť väčších impaktných kráterov napovedá, že povrch mesiaca je geologicky veľmi mladý, podobne ako povrch Zeme, čo je dané neustálym ukladaním sopečného materiálu a pochovávaním starších kráterov. Tieto závery následne potvrdili snímky sondy Voyager 1 ukazujúce 9 aktívnych sopiek.[28]

Teplota na povrchu dosahuje v priemere −143 °C, ale rozsiahle oblasti vplyvom sopečnej činnosti majú teplotu okolo 17 °C. Špekuluje sa, že tieto oblasti by mohli byť lávovými jazerami, ktoré sú na povrchu čiastočne stuhnuté.[9]

Mapa povrchu Io

Zloženie povrchu

Rôzne farebné oblasti na povrchu Io sú pravdepodobne zapríčinené rôznym materiálom vyvrhovaným na povrch počas sopečnej činnosti. Ide o silikáty (napr. ortopyroxén), síru a oxid siričitý.[29] Celý povrch mesiaca je pokrytý zmrznutým oxidom siričitým, ktorý vytvára oblasti s bielym až šedivým povlakom. Depozity síry na rôznych miestach mesiaca sa naproti tomu javia v žltej až žlto-zelenej farbe. Uloženiny síry v stredných šírkach a polárnych oblastiach sú vystavené pôsobeniu radiácie, čo mení stabilitu síry prejavujúcej sa zmenou počtu väzieb na 8 a zmenou farby na červeno-hnedú.[30]

Explozívne erupcie sopiek mnohokrát vytvárajú mračná v tvare dáždnika, keď späť na povrch dopadá materiál tvorený sírou a silikátmi. Materiál z mračien dosadajúcich na povrch je často červenkastý, čo je spôsobené prítomnosťou síry. Vo všeobecnosti mračná vznikajú nad trhlinami, kde sa na povrch vylieva láva a dochádza k úniku sopečných plynov, v ktorých má veľké zastúpenie S2 prejavujúci sa práve červenou farbou.[31] Príkladom červených usadenín je okolie sopky Pele. Tieto červené usadeniny sú pravdepodobne tvorené sírou (reťazcov troch až štyroch molekúl síry), oxidom siričitým a možno aj Cl2SO2.[29] Ak sa žeravá láva dostane do oblastí, kde už existujú ložiská uloženej síry a alebo oxidu siričitého, dochádza k vzájomnej interakcii, ktorá sa prejavuje vznikom bielych alebo sivých mračien.

Mapovanie chemického zloženia a vysoká hustota mesiaca naznačujú, že voda sa na mesiaci nachádza len minimálnom množstve alebo vôbec, aj napriek tomu, že malé množstvo vodného ľadu alebo hydratovaných minerálov bolo už na povrchu zaznamenané, a to prevažne v oblasti severozápadných svahov Gish Bar Mons.[32] Neprítomnosť väčšieho množstva vody je pravdepodobne dôsledok podmienok, ktoré panovali v Jupiterovej sústave v čase vzniku. Vtedy bol Jupiter dostatočne horúci na to, aby sa prchavé látky v oblasti obežnej dráhy mesiaca Io vyparili, ale nie dostatočne horúci, aby sa to stalo aj u jeho vzdialenejších ľadových mesiacov.

Vulkanizmus
Pozri aj: Vulkanizmus na Io
Aktívny lávový prúd v sopečnej oblasti Tvashtar Paterae Snímky vyhotovené sondou Galileo v novembri 1999 a februári 2000.

Počas preletov sond Voyager 1 a Voyager 2 bol na mesiaci ako na prvom telese mimo Zem objavený aktívny vulkanizmus. Vďaka postupnému preletu oboch sond bolo možné mesiac pozorovať s odstupom času, čo umožnilo zaznamenať 9 sopiek počas erupcie a následným porovnaním snímok objaviť ďalšie sopky na povrchu mesiaca. Počas silných erupcií môžu vzniknúť prúdy, ktoré sú až stovky kilometrov dlhé. Sú zložené prevažne z bazaltických láv bohatých na horčík. Počas erupcií sa do atmosféry dostane značné množstvo materiálu, ktorý dosahuje výšku až 500 km, odkiaľ je zase pozvoľna priťahovaný na povrch, alebo unikne do voľného priestoru. Niektoré pozorované úlomky mali rýchlosť aj viac ako 1 km/s.[33]

Povrch Io je pokrytý depresiami známymi ako paterae.[34] Všeobecne sa paterae vyznačuje rovným povrchom ohraničeným strmými svahmi, čo zodpovedá v pozemskej analógii kalderám, ale v súčasnosti nie je známe, či je ich vznik spojený s vyprázdnením magmatického kozuba a následným zrútením stropu. Oproti kalderám na Marse či na Zemi nie sú na Io tieto útvary situované na vrcholoch štítových sopiek a sú väčšie so stredným priemerom okolo 41 km (najväčší známy sa nachádza v oblasti Loki Patera s priemerom 202 km).[34] Mechanizmus vzniku, morfológia a rozmiestnenie napovedajú, že väčšina týchto útvarov má spojitosť so štrukturálnymi deformáciami terénu. Približne polovica z nich je obklopená zlomami či horami.[34] Nachádzajú sa na strane sopečných erupcií, takže lávové prúdy sa často rozlejú na ich rovnom povrchu, ako sa stalo roku 2001 v oblasti Gish Bar Patera. Ďalšou možnosťou je, že ich vyplnením lávou dôjde k vzniku lávového jazera.[5][35]

Lávové prúdy sú ďalším výrazným morfologickým činiteľom na povrchu mesiaca. Magma vystupuje na povrch cez praskliny alebo zlomy, odkiaľ sa začne rozlievať do okolia podobne ako v prípade pozemskej sopky Kilauea na Havaji. Snímky zo sondy Galileo ukázali, že väčšina hlavných lávových výlevov (ako napríklad v okolí sopiek Prometheus a Amirani) vzniká prekrývaním starších väčších lávových výlevov menšími mladšími výlevmi.[36] Medzi preletmi sond Voyager a Galileo v roku 1996 bol neďaleko sopky Prometheus pozorovaný lávový výlev, ktorý sa predĺžil zo 75 km na 95 km. Ďalšia pozorovaná erupcia v roku 1997 pokryla čerstvou lávou viac ako 3 500 km² v okolí Pillan Patera.[37]

Analýza snímok zo sond Voyager viedla vedcov k názoru, že výlevy sú tvorené rôznymi druhmi roztavenej síry. Neskoršie pozemné pozorovania v oblasti infra-žiarenia a merania sondy Galileo však naznačili, že môže ísť o lávové výlevy tvorené bazaltmi s výrazným zastúpením mafických a ultramafických hornín. Táto hypotéza je založená na meraní teploty tzv. "horúcich škvŕn" alebo oblastí s emisiami tepla, ktoré môžu dosahovať teplotu medzi 1200 K až 1600 K.[38] Prvé výsledky modelov naznačovali teploty až okolo 2000 K,[37] ale neskôr boli upravené na základe použitia lepšieho termálneho modelu pre teplotu.[38]

Objavenie mračien nad sopkami Pele a Loki bol prvý dôkaz toho, že je mesiac geologicky aktívny.[39] Vyvrhovaný materiál v mračnách môže obsahovať sodík, draslík a chlór.[40][41] Mračná sa vyskytujú v dvoch typoch.[42] Najväčšie mračná sú tvorené plynnou formou síry a oxidu siričitého, ktorý uniká z vyvrhovanej magmy v procese tzv. "odplynenia magmy". Usadzovaním častíc z mračna vznikajú červené (obsahujúce síru) alebo čierne (obsahujúce silikáty) usadeniny na povrchu, ktoré môžu dosahovať až 1 000 km v priemere. Vyskytujú sa napríklad v okolí sopky Pele, Tvashtar a alebo Dazhbog Patera. Druhý typ mračien vzniká pri kontakte vyvretej lávy so zmrznutým oxidom siričitým, čím dochádza k jeho zahriatiu a vyparovaniu. Takto vzniknuté mračná sú väčšinou svetlé a majú výšku najviac 100 km. Vyskytujú sa napríklad v okolí sopiek Prometheus, Amirani a Masubi.

Snímka hory Tohil Mons vysokej 5,4 km zo sondy Galileo

Vrchy a pohoria

Na povrchu Io sa nachádza 100 až 150 vrchov, ktoré sú v priemere 6 km vysoké. Maximálne výšky dosahujú v južnej oblasti Boösaule Montes 17,5 ± 1,5 km.[6] Vrchy sa často vyskytujú ako ohromné izolované telesá (v priemere sú 157 km široké), ktoré nespája očividná globálna tektonická udalosť ako je tomu na Zemi.[6] Na základe ich tvaru sa dá usudzovať, že ich zloženie vyžaduje vyšší obsah silikátových hornín než zlúčenín síry.[43]

Aj napriek rozsiahlym prejavom vulkanizmu, ktoré dávajú Io jeho charakteristický vzhľad, sú takmer všetky hory na povrchu tektonického pôvodu a nie sopečného. Predpokladá sa, že väčšina hôr vznikla v dôsledku stláčania podloží litosféry, ktoré často vyústi do zdvihu, náklonu časti kôry mesiaca a následného strihu.[44] Následne dochádza k subsidencii vrchov, ktoré sú neustále prekrývané ďalším sopečným materiálom.[44] Globálne rozloženie vrchov je v priamej opozícii so sopečnými telesami; v oblasti, kde sa nachádza viac vrchov, je menej sopiek a naopak.[45] Táto skutočnosť naznačuje, že veľké oblasti litosféry sú vo fáze kompresie (vrchy) a extenzie (sopky).[46] V iných oblastiach sú ale obe hlavné časti vzájomne prekryté, takže je pravdepodobné, že magma často na povrch putuje aj rôznymi zlomami, ktoré sa v kôre nachádzajú.[34]

Hory na povrchu Io majú rôzny morfologický vzhľad, vrcholok najčastejšie tvoria tzv. plató.[6] Tieto útvary reprezentujú rozsiahle telesá s rovným vrchom tzv. mesy s drsným povrchom. Ostatné vrchy sa zdajú byť naklonenými blokmi kôry s málo príkrymi svahmi, ktoré vznikli vytlačením z pôvodne rovného povrchu. Obidva dva hlavné typy majú z jednej alebo z viacerých strán ostré svahy. Len malé množstvo vrchov na povrchu má vulkanický pôvod, ide pravdepodobne o nízke štítové sopky so sklonmi medzi 6° až 7° a malou depresiou na vrchole, ktorá by mohla byť centrálna kaldera.[47] Vulkanické hory sú väčšinou menšie než ostatné hory, sú vysoké iba 1 až 2 km a široké od 40 do 60 km. Niektoré ďalšie štítové sopky s ešte menej naklonenými svahmi je možné pozorovať na snímkach oblasti Ra Patera, ale zatiaľ sa nedajú zmerať.[47]

Zdá sa, že všetky pozorované hory javia známky silnej erózie. Na ich úbočiach je možné pozorovať zosuvy materiálu, ktorý sa hromadí pri úpätí vrchov, čo naznačuje, že ide o dominantný erozívny činiteľ.[48]

Vnútorná stavba
Model možnej vnútornej stavby mesiaca so železným alebo síro-železným jadrom (šedá), vonkajšou silikátovou kôrou (hnedá) a čiastočne nataveným plášťom (oranžová)

Zložený hlavne zo silikátov a železa je Io viac podobný terestrickým planétam ako ostatným mesiacom vonkajšej oblasti slnečnej sústavy, ktoré sú väčšinou tvorené zmesou vodného ľadu a silikátov. Io má hustotu 3,5275 g/cm3, najvyššiu hustota zo všetkých mesiacov v slnečnej sústave (vrátane pozemského Mesiaca) a výrazne vyššiu než ostatné Galileove mesiace.[49] Modely založené na meraní sond Voyager a Galileo hmotnosti mesiaca, veľkosti a kvadrupolové gravitačné koeficienty (číselné hodnoty spojené s tým, ako je hmotnosť rozložená okolo telesa) naznačujú, že vnútorná stavba mesiaca je odlišná medzi silikátovou kôrou, plášťom a železným či síroželezitým jadrom.[50] Kovové jadro mesiaca tvorí približne 20 % celkovej hmotnosti.[51] Vypočítaná veľkosť jadra závisí od obsahu síry v jadre. Ak by bolo čisto železné, bude veľké 350 až 650 km. Ak obsahuje významnejší podiel síry, môže mať veľkosť medzi 550 až 900 km. Magnetometrom sondy Galileo sa nepodarilo detegovať žiadne magnetické pole mesiaca, preto jadro zrejme nie je tekuté.[52]

Modely plášťa naznačujú, že by mohol byť tvorený minimálne 75 % na horčík bohatým minerálom forsteritom s minoritným zastúpením podobným L chondritom a LL chondritom (meteority s vyšším obsahom železa).[53][54] Pozorovaný tepelný tok napovedá, že 10 až 20 % plášťa by malo byť v tekutom stave, kvôli oblastiam s vysokoteplotným vulkanizmom.[11] Litosféra Io sa skladá z bazaltov a sírových uloženín vytvorených silnou a pravidelnou vulkanickou aktivitou. Odhaduje sa, že by mohla byť až 12 km hrubá, ale podľa niektorých vedcov by mohla siahať až do hĺbky 40 km.[51][55]

História objavu a pozorovaní
Erupcia sopky Tvashtar ako ju zachytila sonda New Horizons. Materiál bol vyvrhnutý až do výšky 290 km nad povrch mesiaca.

Mesiac bol objavený 7. januára 1610 Galileom počas pohybu hviezdy 5. magnitúdy spolu s ďalšími troma telesami, o ktorých sa pôvodne domnieval, že ide o hviezdy. Keď sa ale začali pohybovať inak ako predpokladal, svoj názor prehodnotil.[9] Tento objav publikoval v marci 1610 v diele Sidereus nuncius.[7] Simon Marius publikoval podobné výsledky svojho pozorovania roku 1614 v Mundus Jovialis, kde uvádzal, že objavil mesiac jeden týždeň pred Galileom a to už na konci roka 1609. Galileo o Mauriusovom objave pochyboval a jeho prácu označil za plagiát. Vzhľadom na to, že dielo Galilea bolo publikované skôr, sa objav pripisuje jemu.

Nasledujúce dve a pol storočia zostával Io pre astronómov iba bodom s jasnosťou 5. magnitúdy. V 17. storočí námorníci používali mesiace objavené Galileom pre určovanie presnej zemepisnej dĺžky.[56] Objav týchto mesiacov podporil všeobecné prijatie Kopernikovho heliocentrického modelu slnečnej sústavy, pomohol vývoju Keplerových pohybových zákonov a umožnil prvé merania rýchlosti svetla, keď bolo možné odmerať čas, ktorý svetlo potrebuje na prekonanie vzdialenosti medzi Zemou a Jupiterom.[7] K vysvetleniu rezonančných obežných dráh Io, Európy a Ganymeda vytvoril Laplace matematickú teóriu založenú na údajoch Domenica Cassiniho a ďalších.[7] Neskôr sa ukázalo, že táto rezonancia má významný vplyv na geológiu spomínaných telies.

Rozvoj optickej astronómie na konci 19. a začiatku 20. storočia umožnil astronómom zlepšiť pozorovania a rozlišovať veľké útvary na povrchu mesiaca. V roku 90. rokoch 19. storočia Edward E. Barnard ako prvý pozoroval a opísal rozdiely v jase polárnych a rovníkových oblastí Io. Následne správne určil, že tieto rozdiely sú spôsobené rôznym albedom a rozdielnymi farbami oboch regiónov. Jeho súčasník William Henry Pickering navrhoval iné vysvetlenie, a to, že Io má vajíčkový tvar, alebo že ide o dve telesá.[30][57][58] Neskoršie pozorovania potvrdili, že polárne oblasti majú hnedú a rovníkové žlto-bielu farbu.[59]

V druhej polovici 20. storočia prišli poznatky poukazujúce na nezvyčajný charakter mesiaca. Podľa spektroskopického pozorovania na povrchu Io nie je vodný ľad, ktorý sa zvyčajne nachádza u ostatných podobných telies v okolí, a na ktorých bol aj pozorovaný.[60] Rovnaké pozorovanie ukázalo, že povrch je tvorený prevažne soľami sodíka a síry.[61] Radioteleskopické pozorovania Io odhalili vplyv na magnetosféru Jupitera, ktorý sa prejavuje emisiami decimetrových vĺn s periódou zodpovedajúcou obežnej dobe Io.[62]

Pioneer 10 a 11
Pozri aj: Pioneer 10 a Pioneer 11

Prvými sondami, ktoré preleteli okolo mesiaca, boli sondy Pioneer 10 (3. decembra 1973) a Pioneer 11 (2. decembra 1974).[63] Rádiové pozorovanie pomohlo určiť hmotnosť Io a jej porovnaním s veľkosťou mesiaca vedci zistili, že Io má najväčšiu hustotu zo 4 Galileových mesiacov a teda bude zložený pravdepodobne zo silikátových hornín a nie vodného ľadu.[64] Sondy Pioneer taktiež odhalili prítomnosť tenkej atmosféry okolo Io a intenzívne radiačné pásy v blízkosti obežnej dráhy mesiaca. Kamera na palube sondy Pioneer 11 vyhotovila kvalitné fotografie len severnej oblasti.[65] Detailnejšie snímky mala podľa plánu zaobstarať sonda Pioneer 10, ale tie boli stratené vplyvom vysokej radiácie v okolí mesiaca.[63]

Voyager 1 a 2
Mozaika snímok sondy Voyager 1 oblasti lávového prúdu Ra Patera
Pozri aj: Voyager 1 a Voyager 2

Keď v roku 1979 preletela okolo Io dvojica sond Voyager 1 a Voyager 2, ich vyspelejšia zobrazovacia technika umožnila získať oveľa podrobnejší obraz povrchu. Voyager 1 preletel okolo Io 5. marca 1979 vo vzdialenosti 20 600 km.[66] Snímky, ktoré zaslal na Zem, ukázali krajinu mnohých farieb bez prítomnosti väčších impaktných kráterov.[26] Detailné zábery zobrazovali mladé útvary zvláštnych tvarov, hlboké depresie, hory vyššie ako Mount Everest a telesá pripomínajúce lávové prúdy známe zo Zeme.

Krátko po prelete si navigačná inžinierka Linda A. Morabito všimla tmavý oblak vychádzajúci z povrchu na jednom zo záberov.[39] Analýza ďalších snímok objavila deväť takýchto mračien rozptýlených po celej ploche mesiaca, ktoré dokazovali, že Io je vulkanicky aktívnom telesom.[28] Tento záver potvrdil predchádzajúcu štúdiu napísanú Stanom J. Pealeom, Patrickom Cassenom a R.T. Reynoldsom publikovanú pred cestou sondy Voyager 1. Autori štúdie predpovedali a spočítali, že vnútorné jadro Io musí získavať ohromné množstvo tepla vplyvom slapového pôsobenia Jupitera a obežnej rezonancie s Európou a Ganymedom.[8] Údaje z preletu taktiež odhalili dominantné zastúpenie síry a zmrznutého oxidu siričitého na povrchu planéty a podobné zloženie tenkej atmosféry mesiaca. Za mesiacom bol súčasne pozorovaný torus.[67][22][68]

Voyager 2 preletel okolo Io 9. júla vo vzdialenosti 1 130 000 km. Nešlo o taký tesný prelet ako v prípade sesterskej sondy, ale porovnávacia analýza urobených snímok ukázala niekoľko zmien na povrchu, ku ktorým došlo v priebehu iba piatich mesiacov medzi preletom oboch sond. Osem z deviatich sopečných mračien pozorovaných pri prvom prelete bolo v čase druhého preletu stále na pôvodnom mieste a sopky boli teda stále aktívne. Medzi preletom sond ukončila sopečnú činnosť iba sopka Pele.[69]

Umelecká predstava preletu sondy Galileo okolo mesiaca Io s Jupiterom v pozadí

Sonda Galileo

Sonda Galileo doletela k Jupiteru v roku 1995 po šesťročnej ceste od Zeme v snahe pokračovať v prieskume sústavy Jupitera tam, kde skončili sondy Voyager 1 a 2. Keďže je mesiac Io umiestnený do oblasti jedného z najsilnejších radiačných pásov Jupitera, sonda nad ním nemohla vykonávať pravidelné nízke prelety. Aj tak však uskutočnila jeden tesný prelet pred navedením na dvojročnú primárnu dráhu. Hoci počas preletu zo 7. decembra 1995 nevznikli žiadne snímky, podarilo sa potvrdiť existenciu veľkého železného jadra mesiaca podobného tomu, aké majú terestrické planéty vnútornej časti slnečnej sústavy.[50]

Aj keď sonda nevykonávala priame prelety nad mesiacom a mala technické ťažkosti, ktoré neumožňovali odoslať všetky údaje, podarilo sa získať množstvo dát, ktoré rozšírili poznatky o Io a podpísali sa pod významné objavy. Sonda pozorovala erupciu sopky Pillan Patera a potvrdila, že vyvrhovaný materiál je zložený prevažne z kremičitej magmy mafického a ultramafického zloženia s obsahom síry a oxidu siričitého hrajúceho rovnakú úlohu ako voda a oxid uhličitý na Zemi.[37] Vzdialené snímkovanie Io ukázalo veľké množstvo aktívnych sopiek na povrchu, značné množstvo vrchov s rôznou morfológiou a niekoľko významných zmien oblastí zaznamenaných sondami Voyager či dokonca aj oblastí vyfotografovanými sondou Galileo dávnejšie.[70]

Misia sondy bola dvakrát predĺžená (1997 a 2000). Počas týchto predĺžení preletela sonda okolo Io trikrát, a to v druhej polovici 1999 a na začiatku roka 2000, a potom ešte trikrát na konci roku 2001 a na začiatku 2002. Prelety pomohli zmapovať rozsah vulkanickej aktivity, vylúčiť existenciu magnetického poľa mesiaca a zmapovať sopky a pohoria.[70] V decembri 2000 preletela okolo Jupitera sonda Cassini-Huygens na svojej ceste k Saturnu a vykonala spoločné pozorovanie mesiaca, ktoré odhalilo nový chochol v atmosfére v oblasti Tvashtar Paterae a polárnu žiaru okolo Io.[71]

Následné pozorovania
Zmeny povrchových útvarov za osem rokov medzi pozorovaniami sondou Galileo a New Horizons

Po plánovanom navedení sondy Galileo do atmosféry Jupitera a jej zániku sa v septembri 2003 uskutočnilo ďalšie pozorovania mesiaca prostredníctvom výkonných pozemských ďalekohľadov. Použitie adaptívnej optiky z teleskopu Keck na Havaji a Hubbleovho teleskopu umožnilo sledovať aktívne prejavy vulkanizmu.[72][73] Tieto nové pozorovania vedcom umožnili sledovať sopky na Io bez nutnosti vyslať do systému ďalšiu sondu.

New Horizons
Pozri aj: New Horizons

28. februára 2007 preletela systémom Jupitera sonda New Horizons na svojej ceste k Plutu a Kuiperovmu pásu. Počas preletu prebehli pozorovania Io. Snímky ukázali veľké sopečné mračná v oblasti Tvashtar, čo bolo prvé detailné pozorovanie obrovských erupcií porovnateľných s mračnami okolo Pele v roku 1979.[74] Sonda súčasne pozorovala mračná okolo Girru Patera v počiatočnom štádiu erupcií a niekoľko ďalších, ktoré sa už objavili v čase misie sondy Galileo.[74]

Budúce misie

V auguste 2011 odštartovala americká sonda Juno, ktorá má obmedzené vizuálne snímače, ale pre monitorovanie sopečnej aktivity na Io by mala využívať infračervený spektrometer JIRA. Európska vesmírna agentúra sa vo februári 2009 zapojila do spoločného projektu s NASA s názvom Europa Jupiter System Mission, počas ktorého by v roku 2020 mala k Jupiteru odštartovať dvojica sond: americká Jupiter Europa Orbiter a európska Jupiter Ganymede Orbiter.[75] Ani jedna z týchto sond nebude mať ako primárny cieľ výskum Io, všetky ho budú sledovať len z diaľky. Americká sonda Jupiter Europa Orbiter by sa ale mala v roku 2025 a 2026 priblížiť k mesiacu počas preletu na uvedenie na obežnú dráhu Europy. Okrem týchto misií NASA už schválila taktiež špecializovanou misiu k Io tzv. Io Volcano Observer, ktorá by mala odštartovať v roku 2015. V súčasnosti je táto misia iba vo fáze štúdie.[76]

Názvoslovie

Mesiac bol pomenovaný podľa gréckej mytológie po kňažnej Íó, jednej z mnohých lások boha Dia, ktorý prevzal v rímskej mytológii meno Jupiter. Aj keď Simonovi Mariusovi nebol priznaný objav mesiaca pred Galileom, jeho názvy pre mesiace sa používajú dodnes. V jeho publikácii z roku 1614 Mundus Jovialis hovorí o mesiaci ako o Io, milenke Dia.[77] Jeho názvy zapadli až do začiatku 20. storočia, keď sa opäť začali používať. V literatúre staršieho dáta vystupoval mesiac Io iba pod jednoduchým názvom Jupiter I (alebo prvý mesiac Jupitera).

Povrchové útvary

Útvary na povrchu mesiaca sú pomenované po osobách a miestach spojených s mytológiou Io, podobne ako po bohoch ohňa, sopiek či Slnka a ďalších mýtických objektoch ako napr. z Danteho Pekla.[78] Od detailnejšieho prieskumu mesiaca sondou Voyager 1 Medzinárodná astronomická únia pomenovala približne 225 sopiek, pohorí, rovín a výrazných albedových útvarov. Bolo schválené používanie označení napr. patera, mons, mensa, planum, fluctus (lávové prúdy) alebo tholus pre rôzne povrchové útvary v závislosti od ich tvaru, sklonu, veľkosti atď.[78]

Galéria
  • Io nad mrakmi Jupitera, záber zo sondy Voyager 2
  • Io v blízkosti terminátora Jupitera. Fotografiu zhotovila sonda Cassini pri svojom prelete okolo planéty
  • Io zo sondy Galileo. Jasnooranžový materiál obklopuje vulkán Pelé.
  • Porovnanie veľkosti Io so Zemou a jej Mesiacom
  • Jupiter a Io vyfotografované pri prelete sondy New Horizons
  • Io na zábere zo sondy Galileo
  • Aktívny vulkán Tvashtar na sekvencii záberov sondy New Horizons
  • Sopečná explózia na okraji Io
  • Sopečná explózia zachytená Voyagerom 1
  • Sopečný kráter s lúčovitými prúdmi lávy, záber zo sondy Voyager 1
  • Rozhranie svetla a tmy na Io zo sondy Galileo

Poznámky
  1. Plocha povrchu je odvodená z polomeru r: .
  2. Objem v je odvodený z polomeru r: .
  3. Povrchová gravitácia odvodená z hmotnosti m, gravitačnej konštanty a polomeru r: .
  4. Úniková rýchlosť odvodená z hmotnosti m, gravitačnej konštanty a polomeru r: .

Referencie

Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku Io na českej Wikipédii.

  1. Galilei, G.; Sidereus Nuncius (13. marca 1610)
  4. Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson. Encyclopedia of the Solar System. [s.l.] : Academic Press, 2006. ISBN 978-0120885893. Kapitola Io: The Volcanic Moon, s. 419-431.
  5. LOPES, R.M.C., et al. Lava lakes on Io: Observations of Io's Volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys. Icarus, 2004, roč. 169, s. 140-174. DOI: 10.1016/j.icarus.2003.11.013.
  6. SCHENK, P., et al. The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo. Journal of Geophysical Research, 2001, roč. 106, čís. E12, s. 33201-33222. DOI: 10.1029/2000JE001408.
  7. Lopes, R.M.C.; and Spencer, J.R. Io after Galileo. [s.l.] : Springer-Praxis, 2007. ISBN 3-540-34681-3. Kapitola A history of the exploration of Io, s. 5-33.
  8. PEALE, S.J., et al. Melting of Io by Tidal Dissipation. Science, 1979, roč. 203, s. 892-894. DOI: 10.1126/science.203.4383.892.
  9. Mesiace planéty Jupiter - Io [online]. astro.cz, [cit. 2009-06-04]. Dostupné online. (po česky)
  10. LOPES, R.M.C., D.A. Williams Io after Galileo. Reports on Progress in Physics, 2005, roč. 68, s. 303-340. DOI: 10.1088/0034-4885/68/2/R02.
  11. R.M.C. Lopes and J.R. Spencer. Io after Galileo. [s.l.] : Springer-Praxis, 2007. ISBN 3-540-34681-3. Kapitola The Interior of Io., s. 89-108.
  12. YODER, CF, et al. How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks. Nature, 1979, roč. 279, s. 767-770. DOI: 10.1038/279767a0.
  13. SPENCER, J.. John Spencer's Astronomical Visualizations []. [Cit. 2007-05-25]. Dostupné online.
  14. Lopes, R.M.C; and Spencer, J.R. Io after Galileo. [s.l.] : Springer-Praxis, 2007. ISBN 3-540-34681-3. Kapitola Io's neutral clouds, plazma torus, and magnetospheric Interactions, s. 265-286.
  15. POSTBERG, F., et al. Composition of jovian dust stream Particles. Icarus, 2006, roč. 183, s. 122-134. DOI: 10.1016/j.icarus.2006.02.001.
  16. BURGER, M.H., et al. Galileo's close-up view of Io sodium jet. Geophys. Res. Let., 1999, roč. 26, čís. 22, s. 3333-3336. DOI: 10.1029/1999GL003654.
  17. KRIMIGIS, S.M., et al. A Nebula of gases from Io surrounding Jupiter. Nature, 2002, roč. 415, s. 994-996. DOI: 10.1038/415994a.
  18. MEDILLO, M., et al. Io's Volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds. Icarus, 2004, roč. 170, s. 430-442. DOI: 10.1016/j.icarus.2004.03.009.
  19. GRÜN, E., et al. Discovery of Jovian dust Streams and Interstellar grains by the Ulysses spacecraft. Nature, 1993, roč. 362, s. 428-430. DOI: 10.1038/362428a0.
  20. ZOOK, H.A., et al. Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories. Science, 1996, roč. 274, čís. 5292, s. 1501-1503. DOI: 10.1126/science.274.5292.1501.
  21. GRÜN, E., et al. Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter. Science, 1996, roč. 274, s. 399-401. DOI: 10.1126/science.274.5286.399.
  22. PEARL, J.C., et al. Identification of gaseous SO2 and new upper limits for other gases on Io. Nature, 1979, roč. 288, s. 757-758. DOI: 10.1038/280755a0.
  23. Lopes, R.M.C.; and Spencer, J.R.. Io after Galileo. [s.l.] : Springer-Praxis, 2007. ISBN 3-540-34681-3. Kapitola Io's atmosphere, s. 231-264.
  24. FELDMAN, P.D., et al. Lyman-α imaging of the SO2 distribution on Io. Geophys. Res. Lett., 2000, roč. 27, s. 1787-1790. DOI: 10.1029/1999GL011067.
  25. RETHERFORD, KD, et al. Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions. J. Geophys. Res., 2000, roč. 105, čís. A12, s. 27,157-27,165. DOI: 10.1029/2000JA002500.
  26. SMITH, B.A., et al. The Jupiter system through the eyes of Voyager 1. Science, 1979, roč. 204, s. 951-972. DOI: 10.1126/science.204.4396.951.
  27. BRITT, Robert Roy. Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color [online]. Space.com, March 16, 2000, [cit. 2007-07-25]. Dostupné online.
  28. STROM, R.G., et al. Volcanic eruption plumes on Io. Nature, 1979, roč. 280, s. 733-736. DOI: 10.1038/280733a0.
  29. Lopes, R.M.C.; and Spencer, J.R.. Io after Galileo. [s.l.] : Springer-Praxis, 2007. ISBN 3-540-34681-3. Kapitola Io's surface composition, s. 194-229.
  30. BARNARD, E.E.. On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1894, roč. 54, čís. 3, s. 134-136. Dostupné online.
  31. SPENCER, J., et al. Discovery of Gaseous S2 in Io's Pele Plume. Science, 2000, roč. 288, s. 1208-1210. DOI: 10.1126/science.288.5469.1208.
  32. DOUTE, S., et al. Geology and activity around Volcanoes on Io from the analysis of NIMS. Icarus, 2004, roč. 169, s. 175-196. DOI: 10.1016/j.icarus.2004.02.001.
  33. HAMILTON, Calvin. The Voyager Planetary Mission [online]. Jet Propulsion Laboratory, [cit. 2008-03-02]. Dostupné online. (po anglicky)
  34. RADEBAUGH, D., et al. Paterae on Io: A new type of Volcanic Caldera?. J. Geophys. Res., 2001, roč. 106. DOI: 10.1029/2000JE001406.
  35. PERRY, J.E., et al. Gish Bar Patera, Io : Geology and Volcanic Activity, 1997-2001 [PDF]. [[Clear Lake (Texas)|]] : LPSC XXXIV. Dostupné online. Abstract#1720.
  36. KESZTHELYI, L., et al. Imaging of Volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission. J. Geophys. Res., 2001, roč. 106, s. 33025-33052. DOI: 10.1029/2000JE001383.
  37. MCEWEN, A.S., et al. High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io. Science, 1998, roč. 281, s. 87-90. DOI: 10.1126/science.281.5373.87.
  38. KESZTHELYI, L., et al. New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior. Icarus, 2007, roč. 192, s. 491-502. DOI: 10.1016/j.icarus.2007.07.008.
  39. MORABITO, L.A., et al. Discovery of currently active extraterrestrial volcanism. Science, 1979, roč. 204, s. 972. DOI: 10.1126/science.204.4396.972.
  40. ROESLER, F.L., et al. Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS. Science, 1999, roč. 283, čís. 5400, s. 353-357. DOI: 10.1126/science.283.5400.353.
  41. GEISSLER, P.E., et al. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io. Science, 1999, roč. 285, čís. 5429, s. 448-461. DOI: 10.1126/science.285.5429.870.
  42. MCEWEN, A.S., Soderblom, L.A. Two classes of Volcanic plume on Io. Icarus, 1983, roč. 58, s. 197-226. DOI: 10.1016/0019-1035(83)90075-1.
  43. CLOW, G.D., Carr, M.H. Stability of sulfur slopes on Io. Icarus, 1980, roč. 44, s. 268-279. DOI: 10.1016/0019-1035(80)90022-6.
  44. SCHENK, P.M., Bulmer, M.H. Origin of mountains on Io by Thrust faulting and large-scale mass movements. Science, 1998, roč. 279, s. 1514-1517. DOI: 10.1126/science.279.5356.1514.
  45. MCKINNON, W.B., et al. Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting. Geology, 2001, roč. 29, s. 103-106. DOI: 10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2.
  46. TACKLEY, P.J.. Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows. J. Geophys. Res., 2001, roč. 106, s. 32971-32981. DOI: 10.1029/2000JE001411.
  47. SCHENK, P.M., et al. Shield volcano Topography and the rheology of lava flows on Io. Icarus, 2004, roč. 169, s. 98-110. DOI: 10.1016/j.icarus.2004.01.015.
  48. MOORE, J.M., et al. Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view. J. Geophys. Res., 2001, roč. 106, s. 33223-33240. DOI: 10.1029/2000JE001375.
  49. SCHUBERT, J. et al.. Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere. [s.l.] : Cambridge University Press, 2004. ISBN 978-0521818087. Kapitola Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean Satellites., s. 281-306.
  50. ANDERSON, J.D., et al. Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io. science, 1996, roč. 272, s. 709-712. DOI: 10.1126/science.272.5262.709.
  51. ANDERSON, JD, ' 'et al. Io's gravity field and interior structure. J. Geophys. Res., 2001, roč. 106, s. 32963-32969. DOI: 10.1029/2000JE001367.
  52. KIVELSON, MG, et al. Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's Encounters with Io in 1999 and 2000. J. Geophys. Res., 2001, roč. 106, čís. A11, s. 26121-26135. DOI: 10.1029/2000JA002510.
  53. SÖHL, F., et al. Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean Satellites. Icarus, 2002, roč. 157, s. 104-119. DOI: 10.1006/icar.2002.6828.
  54. KUSKOV, O.L., V.A. Kronrod Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's Satellites. Icarus, 2001, roč. 151, s. 204-227. DOI: 10.1006/icar.2001.6611.
  55. JAEGER, W.L., et al. Orogenic tectonism on Io. J. Geophys. Res., 2003, roč. 108, s. 12-1. DOI: 10.1029/2002JE001946.
  56. O'Connor, J.J.; Robertson, E.F.. Longitude and the Académie Royale [online]. University of St. Andrews, [cit. 2007-06-14]. Dostupné online.
  57. DOBBINS, T., and Sheehan, W. The Story of Jupiter's Egg Moons. Sky & Telescope, 2004, roč. 107, čís. 1, s. 114-120.
  58. BARNARD, E.E.. 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, 1891, roč. 51, čís. 9, s. 543-556. 543B Dostupné online.
  59. MINTON, R.B.. The Red Polar Caps of Io. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 1973, roč. 10, s. 35-39. Dostupné online.
  60. LEE, T.. Spectral Albedos of the Galilean Satellites. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 1972, roč. 9, čís. 3, s. 179-180. Dostupné online.
  61. FANALE, F.P., et al. Io : A Surface Evaporite Deposit?. Science, 1974, roč. 186, čís. 4167. DOI: 10.1126/science.186.4167.922. PMID 17730914.
  62. BIGG, E.K.. Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission. Nature, 1964, roč. 203, s. 1008-1010. DOI: 10.1038/2031008a0.
  63. FIMMEL, RO, et al. First into the Outer Solar System []. NASA, [cit. 2007-06-05]. (Pioneer Odyssey.) Dostupné online.
  64. ANDERSON, J.D., et al. Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10. Science, 1974, roč. 183, s. 322-323. DOI: 10.1126/science.183.4122.322.
  65. Pioneer 11 Images of Io [online]. [Cit. 2007-04-21]. (Galileo Home Page.) Dostupné online.
  66. Voyager Mission Description []. 1997-02-19, [cit. 2007-04-21]. (NASA PDS Rings Node.) Dostupné online.
  67. SODERBLOM, L.A., et al. Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results. Geophys. Res. Lett., 1980, roč. 7, s. 963-966. DOI: 10.1029/GL007i011p00963.
  68. BROADFOOT, A.L., et al. Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter. Science, 1979, roč. 204, s. 979-982. DOI: 10.1126/science.204.4396.979.
  69. Morrison, D. Satellites of Jupiter. [s.l.] : University of Arizona Press, 1982. ISBN 0-8165-0762-7. Kapitola Volcanic eruptions on Io, s. 598-633.
  70. Lopes, R.M.C.; and Spencer, J.R.. Io after Galileo. [s.l.] : Springer- Praxis, 2007. ISBN 3-540-34681-3. Kapitola A Summary of the Galileo mission and its observations of Io, s. 35-59.
  71. PORCO, C.C., et al. Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, Satellites, and rings. science, 2003, roč. 299, s. 1541-1547. DOI: 10.1126/science.1079462.
  72. MARCHIS, F., et al. Keck AO survey of Io global Volcanic activity between 2 and 5 mikrometrov. Icarus, 2005, roč. 176, s. 96-122. DOI: 10.1016/j.icarus.2004.12.014.
  73. SPENCER, John. Here We Go! []. 2007-02-23, [cit. 2007-06-03]. Dostupné online.
  74. SPENCER, J.R., et al. Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano. Science, 2007, roč. 318, s. 240-243. DOI: 10.1126/science.1147621.
  75. JOINT JUPITER SCIENCE DEFINITION TEAM, NASA/ESA Study Team Europa Jupiter System Mission Joint Summary Report [PDF]. NASA/ESA, 16. január 2009, [cit. 2009-01-21]. Dostupné online.
  76. MCEWEN, A.S., the IVO Team Io Volcano Observer (IVO). [[Berkeley (Kalifornia)|]] : Io Workshop 2008, 2008. Dostupné online.
  77. MARIUS, S.. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus ope Perspicilli Belgica [online]. . Dostupné online. (v ktorom priznáva nápad Johannesovi Keplerovi)
  78. BLUE, Jennifer. Categories for Naming Features on Planets and Satellites [online]. USGS, 16. október 2006, [cit. 2007-06-14]. Dostupné online.

Iné projekty
  • Commons ponúka multimediálne súbory na tému Io (mesiac)
Portál Slnečná sústava
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.