Ио (спутник): различия между версиями

Ио
Ио
	Спутник
	; Фото Ио, сделанное аппаратом «Галилео» в 1999 году. Желтоватый цвет говорит о высоком содержании серы. Тёмное пятно левее центра — извергающийся вулкан Прометей, его окружают светлые равнины, покрытые диоксидом серы
Другие названия	Юпитер I
Открытие
Первооткрыватель	Галилео Галилей
Дата открытия	8 января 1610 года
Орбитальные характеристики
Перигелий	420 000 км
Афелий	423 400 км
Перииовий	420 000 км
Апоиовий	423 400 км
Большая полуось (a)	421 800 км
Средний радиус орбиты (r)	421 700 км
Эксцентриситет орбиты (e)	0,0041
Сидерический период обращения	1,769137786 д (1 д 18 ч 28 мин)
Орбитальная скорость (v)	17,334 км/с
Наклонение (i)	2,21° (к эклиптике); 0,05° (к экватору Юпитера)
Чей спутник	Юпитер
Физические характеристики
Размеры	3 660,0 × 3 637,4 × 3 630,6 км
Средний радиус	1 821,3 км (0,286 земного)
Площадь поверхности (S)	41 910 000 км2
Объём (V)	2,53⋅1010 км3
Масса (m)	8,9319⋅1022 кг
Средняя плотность (ρ)	3,528 г/см3
Ускорение свободного падения на экваторе (g)	1,796 м/с2 (0,183 g)
Первая космическая скорость (v1)	1,809 км/с
Вторая космическая скорость (v2)	2,558 км/с
Экваториальная скорость вращения	271 км/ч
Период вращения (T)	синхронизирован (повёрнут к Юпитеру одной стороной)
Наклон оси	неизвестен
Альбедо	0,63 ± 0,02
Видимая звёздная величина	5,02 (противостояние)
Температура
Атмосфера
Атмосферное давление	следовое
	Состав: 90 % диоксид серы
	Медиафайлы на Викискладе
	Информация в Викиданных ?

Интерактивная навигация по истории

[отпатрулированная версия]

← Предыдущая правка

Содержимое удалено Содержимое добавлено

ВизуальныйВики-текст

Линейный

Текущая версия от 15:31, 5 декабря 2024

И́ó^{[к 7]} (др.-греч. Ἰώ) — спутник Юпитера, самый близкий к планете из четырёх галилеевых спутников. Назван в честь мифологической Ио — жрицы Геры и возлюбленной Зевса. Имеет диаметр 3642 км, что делает его четвёртым по величине спутником в Солнечной системе.

Этот спутник — самое геологически активное тело Солнечной системы, на нём более 400 действующих вулканов^[9]^[10]. Такая активность обусловлена периодическим нагревом недр спутника в результате трения, которое происходит из-за приливных гравитационных воздействий со стороны Юпитера, Европы и Ганимеда. У некоторых вулканов выбросы серы и диоксида серы настолько сильны, что поднимаются на высоту 500 километров. На поверхности Ио можно заметить более ста гор, которые выросли благодаря сжатию в основании силикатной коры спутника. Некоторые из этих пиков выше Джомолунгмы^[11] — например, гора Южная Боосавла превышает её вдвое. В отличие от большинства спутников во внешней части Солнечной системы (которые в основном состоят из водяного льда), Ио в основном состоит из силикатных пород, окружающих расплавленное ядро из железа или сернистого железа. Бо́льшую часть поверхности Ио занимают равнины, покрытые серой или замёрзшим диоксидом серы.

Вулканизм придаёт поверхности Ио уникальные особенности. Вулканический пепел и потоки лавы постоянно изменяют поверхность и окрашивают её в различные оттенки жёлтого, белого, красного, чёрного и зелёного (во многом благодаря аллотропам и соединениям серы). Потоки лавы на Ио достигают длины 500 километров. Вулканические выбросы создают тонкую неоднородную атмосферу Ио и потоки плазмы в магнитосфере Юпитера, в том числе огромный плазменный тор вокруг него.

Ио сыграла значительную роль в развитии астрономии XVII—XVIII веков. Её, вместе с другими галилеевыми спутниками, открыл Галилео Галилей в 1610 году. Это открытие способствовало принятию модели Солнечной системы Коперника, разработке законов движения планет Кеплера и первому измерению скорости света. Ио наблюдали только как яркую точку вплоть до конца XIX — начала XX века, когда стало возможным рассмотреть самые большие детали её поверхности — тёмно-красный полярный и светлый экваториальный районы. В 1979 году два космических корабля «Вояджер» представили Ио миру как активный спутник с многочисленными вулканами, большими горами и геологически молодой поверхностью без заметных ударных кратеров. Космический аппарат «Галилео» выполнил несколько близких пролётов в 1990-х и в начале 2000-х годов, получив данные о внутренней структуре и составе поверхности Ио. Эти космические корабли также обнаружили связь между спутником и магнитосферой Юпитера и радиационный пояс вдоль орбиты Ио. Человек на поверхности Ио получал бы поглощённую дозу радиации около 3600 рад (36 Гр) в день^[12].

В дальнейшем Ио наблюдали космический аппарат «Кассини-Гюйгенс» в 2000 году и космическая межпланетная станция «Новые горизонты» в 2007 году, а также, благодаря развитию технологий, наземные телескопы и космический телескоп «Хаббл».

Номенклатура

Хотя Симон Марий не был признан первооткрывателем галилеевых спутников, для них были приняты данные им названия. В 1614 году вышла его публикация Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici, в которой он предложил названия для ближайших спутников Юпитера, включая «Меркурий Юпитерианский» или первую из «Юпитерианских планет»^[13]. Он поддержал предложение Иоганна Кеплера, сделанное в 1613 году, — называть спутники этой планеты в честь возлюбленных Зевса или его римского эквивалента. Крупнейшую из внутренних лун — Ио — он назвал в честь Ио из греческой мифологии^[13]^[14]. Потом названия, предложенные Марием, были забыты и вышли из употребления вплоть до середины XX века. В более ранней литературе Ио именуется по планетной принадлежности с добавлением римской цифры, например, «Юпитер I», или просто «первая луна Юпитера».

Детали рельефа Ио именуются в честь персонажей и местностей из мифа об Ио, в честь божеств огня, вулканов, Солнца и грозы из различных мифов, а также в честь персонажей и мест из Ада Данте, подходящих для поверхности вулканической природы^[15]. С тех пор как поверхность Ио была достаточно подробно изучена «Вояджером-1», названия получили 225 вулканов, гор, плато и областей с высоким альбедо. Наименованные детали рельефа относятся к таким типам: пате́ра (лат. patera) — вулканический кратер неправильной формы, поток (fluctus) — лавовый поток, долина (vallis) — лавовый канал, эруптивный центр — местность, где заметны первые признаки извержения, гора (mons), столовая гора (mensa), купол (tholus), плато (planum), область (regio)^[15]. Примерами поименованных структур могут служить столовая гора Пана, патеры Тваштара и область Колхида^[16].

Наблюдения

Первое наблюдение Ио было сделано Галилео Галилеем 7 января 1610 года. Он смог увидеть её при помощи сконструированного им в Падуанском университете рефрактора с 20-кратным увеличением. Однако при первом наблюдении он не смог отделить Ио от другого спутника Юпитера — Европы — и отметил их как один объект. Но уже на следующий день — 8 января 1610 года — он увидел их раздельно (эта дата и признана МАС датой открытия Ио)^[1]. Открытие Ио и других галилеевых спутников Галилео опубликовал в работе Sidereus Nuncius в марте 1610 года^[17]. Симон Марий в своей работе Mundus Jovialis, опубликованной в 1614 году, утверждал, что наблюдал Ио и другие спутники Юпитера ещё в 1609 году, за одну неделю до открытия их Галилеем. Тот выразил сомнения в подлинности этих утверждений и отклонил заявление Мария как плагиат. Но первое зарегистрированное наблюдение Мария датировано 29 декабря 1609 года по юлианскому календарю, что соответствует 8 января 1610 года по григорианскому календарю, которым пользовался Галилей^[18]. Поскольку Галилео первым опубликовал работу, ему и приписывают открытие^[19].

В течение двух последующих веков на Ио не могли различить никаких деталей: она наблюдалась только как точка света 5-й величины. В XVII веке Ио и другие галилеевы спутники использовались в различных целях: с их помощью моряки определяли долготу^[20], проверялся третий закон Кеплера о движениях планет, а также определялось время, за которое свет пройдёт расстояние между Юпитером и Землёй^[17]. На основе эфемерид, полученных астрономами, такими как Джованни Кассини, Пьер-Симон Лаплас создал математическую теорию, объясняющую орбитальные резонансы Ио, Европы и Ганимеда^[17]. Эти резонансы, как обнаружилось позднее, оказали огромное влияние на геологию этих трёх спутников.

В конце XIX и начале XX веков улучшилась технология создания телескопов и появились телескопы с лучшим разрешением. Это позволило астрономам увидеть крупномасштабные детали на поверхности Ио. В 1890-х годах Эдвард Барнард был первым астрономом, который увидел различия яркости между экваториальной и полярной областями Ио и правильно предположил, что они возникают из-за различия цвета и альбедо этих областей, а не по причине того, что Ио имеет овальную форму (как это было предложено астрономом Уильямом Пикерингом) или из-за того, что экваториальная и полярная области являются двумя отдельными объектами (как это было изначально предложено Барнардом)^[21]^[22]^[23]. Более поздние телескопические наблюдения за поверхностью Ио подтвердили различие между красновато-коричневой полярной и жёлто-белой экваториальной областью^[24].

Телескопические наблюдения Ио в середине XX века стали наводить на мысль о её чрезвычайной геологической активности. Спектрографические наблюдения показали, что, вероятно, поверхность Ио лишена водяного льда (на других галилеевых спутниках он был найден в изобилии)^[25]. Те же наблюдения указывают на то, что на поверхности спутника преобладают соли натрия и сера^[26]. Радиотелескопические наблюдения Ио показали её влияние на магнитосферу Юпитера, о чём свидетельствуют всплески на декаметровых волнах, происходящие с периодом, равным орбитальному периоду спутника^[27].

Важным для науки было покрытие Ио звезды Бета Скорпиона^[28] 14 мая 1971 года в 2:00 UTC^[29], чрезвычайно редкое для такой яркой звезды событие. Оно позволило в 1972 году получить очень хорошую оценку среднего радиуса Ио: 1818±5 км^[30].

«Пионер»

Первыми космическими аппаратами, которые сблизились с Ио, были аппараты-близнецы «Пионер-10» и «Пионер-11», пролетавшие возле неё 3 декабря 1973 года и 2 декабря 1974 года соответственно^[31]. Радиослежение за ними позволило уточнить массу Ио. Эти данные, вместе с данными о её размерах, показали, что Ио имеет самую большую среди галилеевых спутников плотность и состоит из силикатных пород, а не водяного льда^[32]. При помощи «Пионеров» удалось также заметить тонкий слой атмосферы Ио и интенсивный радиационный пояс возле её орбиты. Камера на борту «Пионера-11» дала хорошее изображение северной полярной области Ио^[33]. Детальные снимки должен был сделать и «Пионер-10», но эти наблюдения не удались из-за неправильной работы аппаратуры при высокой радиации^[31].

«Вояджер»

Пролёты зондов-близнецов «Вояджер-1» и «Вояджер-2» мимо Ио в 1979 году, благодаря их более совершенной системе съёмки, дали гораздо более детальные изображения спутника. «Вояджер-1» пролетал мимо спутника 5 марта 1979 года на расстоянии 20 600 километров^[34]. Изображения, снятые во время этого пролёта, показали странный разноцветный пейзаж, лишённый ударных кратеров^[35]. На снимках с высоким разрешением видна относительно молодая поверхность, испещрённая ямами странной формы, горами выше Джомолунгмы и веществом, напоминающим потоки лавы.

Вскоре после пролёта «Вояджера-2» инженер навигации «Вояджера» Линда Морабито заметила шлейф, исходящий от поверхности на одном из изображений^[36]. При анализе снимков с «Вояджера-1» было замечено девять таких шлейфов, что доказывает наличие вулканической активности на Ио^[37]. Она была предсказана в работе Стэна Дж. Пила, Патрика Кассена и Р. Т. Рейнольдса незадолго до получения снимков с «Вояджера-1». Авторы вычислили, что недра Ио должны испытывать существенное периодическое нагревание, вызванное орбитальным резонансом Ио с Ганимедом и Европой^[38]. Данные, полученные от «Вояджера-1», показали, что на поверхности Ио преобладает сера и замороженный оксид серы. Они преобладают и в тонком слое атмосферы Ио и торе плазмы, сосредоточенной на его орбите (что также следует из наблюдений «Вояджера»)^[39]^[40]^[41].

«Вояджер-2» прошёл от Ио на расстоянии 1 130 000 километров 9 июля 1979 года. Хотя этот космический аппарат не приближался к спутнику так, как «Вояджер-1», при сравнении их снимков удалось обнаружить несколько поверхностных изменений, произошедших за четыре месяца между пролётами. Кроме того, наблюдения за Ио после отдаления «Вояджера-2» от системы Юпитера показали, что семь из девяти шлейфов, наблюдавшихся в марте, проявляли активность и в июле 1979 года и только вулкан Пеле выглядел пассивно^[42].

«Галилео»

Космический аппарат «Галилео» достиг Юпитера в 1995 году (через шесть лет после старта с Земли). Его целью было продолжение и уточнение исследований «Вояджеров» и наземных наблюдений прошлых лет. Местоположение Ио в пределах одного из самых интенсивных радиационных поясов Юпитера исключило возможность длительных близких исследований, но «Галилео» пролетел довольно близко к Ио перед выходом на орбиту, нужную для выполнения своей основной задачи — подробного изучения системы Юпитера. Хотя во время этого пролёта, произошедшего 7 декабря 1995 года, не было сделано ни единого снимка, он принёс значительные результаты: было открыто железное ядро Ио, подобное ядру каменных планет Солнечной системы^[43].

Несмотря на нехватку снимков крупным планом и механические неисправности, которые очень ограничили объём полученных данных, «Галилео» в ходе основной миссии сделал несколько существенных открытий. Он был свидетелем крупного извержения патеры Пиллана и смог подтвердить, что выбросы вулканов состоят из силикатной магмы, богатой магнием и имеющей основной и ультраосновной состав^[44]. Съёмка Ио велась практически на каждом обороте «Галилео» в ходе его основной миссии. Это позволило увидеть много действующих вулканов (благодаря тепловому излучению магмы и вулканическим шлейфам), многочисленные горы с разнообразной морфологией и некоторые изменения поверхности в промежутке между наблюдениями «Вояджеров» и «Галилео», а также в промежутке между оборотами «Галилео»^[45]. Из 35 витков «Галилео» вокруг Юпитера 7 были спроектированы с целью изучения Ио (максимальное сближение — 102 км, произошло 17 января 2002 года).

Миссия Галилео была дважды продлена — в 1997 и 2000 годах. Во время этих продолжений миссии космический аппарат пролетел мимо Ио три раза в конце 1999 и начале 2000 года и три раза в конце 2001 и начале 2002 года. Наблюдения во время этих пролётов показали геологические процессы, происходящие в вулканах и горах Ио, исключили присутствие магнитного поля и продемонстрировали масштабы вулканической деятельности^[45]. В декабре 2000 года космический корабль «Кассини» прошёл недалеко от системы Юпитера по пути к Сатурну и делал наблюдения совместно с «Галилео». Тогда был обнаружен новый шлейф на патерах Тваштара и лучше понято сияние Ио^[46]. Кроме того, «Кассини» получил новые данные о плазменном торе, формируемом Ио, с помощью своего чувствительного ультрафиолетового спектрометра. Тор состоит из ионизованных атомов и молекул серы с примесью других веществ. Меридиональное сечение тора имеет форму эллипса со сравнимыми осями^[47].

Последующие наблюдения

Изменения поверхности Ио между изучением её КА «Галилео» и КА «Новые горизонты»

После того, как 21 сентября 2003 года миссия «Галилео» была завершена и аппарат сгорел в атмосфере Юпитера, наблюдения за Ио велись только посредством наземных и космических телескопов. В частности, можно выделить снимки, сделанные с помощью адаптивной оптики в обсерватории Кека на Гавайях и снимки телескопа Хаббл, позволяющие учёным следить за действующими на Ио вулканами даже без помощи космических аппаратов в системе Юпитера^[48]^[49].

Космический корабль «Новые горизонты» по пути к Плутону и поясу Койпера пролетал мимо системы Юпитера, в том числе Ио, 28 февраля 2007 года. Во время пролёта было сделано множество отдалённых наблюдений за Ио. Среди них снимки большого шлейфа на вулкане Тваштара, которые, вместе с наблюдениями за шлейфом вулкана Пеле в 1979 году, дали возможность вести первые детальные наблюдения за вулканическим шлейфом крупнейшего класса на Ио^[50]. Космический аппарат «Новые Горизонты» также сумел сделать снимок вулкана вблизи патеры Гирру на ранних стадиях извержения и несколько извержений вулканов, которые произошли со времени завершения миссии «Галилео»^[50].

Аппарат «Юнона», запущенный 5 августа 2011 года НАСА^[51], находится на орбите Юпитера. Расширенная миссия до 2025 года предполагает 11 пролётов станции рядом с Ио на расстоянии около 1,5 тыс.км от поверхности спутника. Ученые надеются использовать эти сближения, чтобы определить, существует ли в её недрах единый расплавленный океан из магмы, а также изучить, как приливные силы, которые возникают в результате её взаимодействий с Юпитером и соседними объектами, разогревают и расплавляют недра этого небесного тела.

Запущенная 14 апреля 2023 года миссия аппарата Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) не предполагает сближений с Ио, тем не менее, JUICE проведет дистанционные исследования вулканической активности спутника.

В настоящее время для изучения Ио не запланировано миссий. Ранее планировался запуск аппарата «Jupiter Europa Orbiter» (JEO), входящего в отменённую совместную (NASA/ESA/Роскосмос) космическая программа «Europa Jupiter System Mission». NASA отказались от запуска JEO в пользу миссии «Europa Clipper», в программу которой не входит изучение Ио. В дополнении к этому, было предложено ещё несколько более специализированных миссий. Одна миссия, названная «Наблюдатель вулканов Ио» («Io Volcano Observer»), должна была бы начаться в 2015 году как миссия класса Discovery и включала бы несколько пролётов мимо Ио, однако сейчас она остаётся в фазе концепции миссии^[52].

Орбита и вращение

Анимация, демонстрирующая Лапласов резонанс Ио с Европой и Ганимедом

Орбита Ио расположена на расстоянии 421 700 км от центра Юпитера и в 350 000 км от верхнего слоя его облаков. Ио — пятый по отдалению от Юпитера его спутник и самый внутренний из галилеевых спутников. Её орбита пролегает между Фивой и Европой. Ей требуется 42,5 часа, чтобы совершить полный оборот вокруг Юпитера (достаточно быстро, чтобы её движение было заметно за одну ночь наблюдений). Ио находится в орбитальном резонансе 2:1 с Европой и 4:1 с Ганимедом, то есть успевает обернуться вокруг Юпитера 2 раза за время одного оборота Европы и 4 раза — за время одного оборота Ганимеда. Такой резонанс поддерживает эксцентриситет орбиты Ио (0,0041), что является основной причиной значительной геоактивности спутника (см. раздел «Приливный разогрев» для более детального объяснения)^[38]. Без такого резонанса орбита Ио скруглилась бы из-за приливного ускорения и, вероятно, спутник не был столь геологически активен.

Как и другие галилеевы спутники, а также земная Луна, Ио — синхронный спутник: одно из её полушарий всегда обращено к Юпитеру. На этом основана система определения долгот на Ио. Начальный меридиан проходит через точку, обращённую к Юпитеру. Полушарие, направленное в сторону движения спутника по орбите, называется ведущим, а противоположное — ведомым^[53].

Взаимодействие с магнитосферой Юпитера

Ио играет важную роль в формировании магнитного поля Юпитера. Магнитосфера Юпитера вбирает в себя газы и пыль из тонкой атмосферы Ио со скоростью 1 тонна в секунду^[55]. Эта материя в основном состоит из ионизированной и нейтральной серы, кислорода и хлора; атомарного натрия и калия; молекулярного диоксида серы и серы; а также пыли хлорида натрия^[55]^[56]. Они выбрасываются вулканами Ио, попадают в её атмосферу, а далее — в магнитосферу Юпитера и иногда в межпланетное пространство. Вся эта материя, в зависимости от её состава и степени ионизации, оказывается в различных нейтральных облаках и радиационных поясах юпитерианской магнитосферы, а иногда и покидает пределы системы Юпитера.

Ио окружена атомарным облаком из серы, кислорода, натрия и калия. Оно тянется до расстояния от её поверхности, равного примерно шести её радиусам. Эти частицы приходят из верхних слоёв атмосферы спутника. Они возбуждаются из-за столкновений с частицами плазменного тора (как будет рассказано ниже) и других процессов в сфере Хилла Ио, где её сила тяжести преобладает над юпитерианской. Часть всей этой материи покидает атмосферу и выходит на орбиту вокруг Юпитера. В течение 20 часов эти частицы покидают сферу Хилла Ио и формируют бананообразное нейтральное облако, которое может распространяться на расстояние до 6 юпитерианских радиусов от Ио — или внутри орбиты Ио и перед спутником, или вне орбиты Ио и позади спутника^[55]. Столкновения, которые возбуждают частицы, также иногда снабжают электронами ионы натрия в плазменном торе, и образовавшиеся нейтральные атомы вылетают из тора. Однако эти частицы всё ещё сохраняют свою скорость в 70 км/с (тогда как орбитальная скорость Ио — 17 км/с) и формируют струи вещества позади Ио^[57].

Орбита Ио проходит в пределах радиационного пояса, известного как плазменный тор Ио. Это пончикообразное кольцо ионизированной серы, кислорода, натрия и хлора. Плазма в нём образуется из нейтральных атомов «облака», окружающего Ио, которые ионизируются и увлекаются магнитосферой Юпитера^[55]. В отличие от частиц нейтрального облака, эти частицы обращаются вокруг Юпитера совместно с его магнитосферой на скорости 74 км/с. Как и остальная часть магнитосферы Юпитера, плазменный тор наклонён к экватору Юпитера (и к орбитальной плоскости Ио). Это означает, что Ио находится то выше, то ниже ядра тора. Как было отмечено выше, более высокая скорость и энергия этих ионов частично ответственны за утечку нейтральных атомов и молекул из атмосферы Ио и протяжённого нейтрального облака. Тор состоит из трёх частей: внешнего «тёплого» тора, который располагается сразу за орбитой Ио; вертикально-широкого региона, известного как «лента» и состоящего из нейтральной области-источника, а также охлаждённой плазмы, расположенной в районе орбиты Ио; а также внутренней части, «холодного» тора, состоящего из частиц, которые медленно по спирали двигаются к Юпитеру^[55]. После примерно 40-дневного пребывания в «тёплом торе» частицы его покидают. Частично они ответственны за необычайно большую магнитосферу Юпитера^[58]. Частицы с Ио были обнаружены датчиками КА «Новые Горизонты» по вариациям магнитосферной плазмы очень далеко от спутника (в хвосте магнитосферы). Чтобы изучать подобные изменения внутри плазменного тора, исследователи измеряют его ультрафиолетовое излучение. Пока такие перемены не были окончательно увязаны с переменами в вулканической активности Ио (основного источника материи в плазменном торе), считается, что их причиной служит нейтральное облако натрия^[59].

Приближаясь к Юпитеру в 1992 году, КА «Улисс» зафиксировал поток пылевидных частиц, направленный из системы Юпитера^[60]. Пыль в этих потоках удаляется от Юпитера на скоростях в несколько сот километров в секунду, имеет размер около 10 микрон и состоит в основном из хлорида натрия^[56]^[61]. Исследования пыли, проведённые «Галилео», выявили, что пылевые потоки происходят с поверхности Ио, но точный механизм их формирования неизвестен: они могут быть результатом вулканической активности или столкновений с поверхностью Ио^[62].

Линии магнитного поля Юпитера, которые пересекают Ио, соединяют атмосферу Ио и нейтральное облако с верхними слоями полярной атмосферы Юпитера электрическим током, известным как потоковая трубка Ио^[55]. Этот ток служит причиной полярных сияний в юпитерианской атмосфере, которые именуются «следом Ио», а также сияний в атмосфере Ио. Частицы, идущие по этой трубке, делают полярные области Юпитера тёмными в видимом свете. Местоположение Ио и её «следа» в атмосфере Юпитера относительно Земли и Юпитера сильно влияет на интенсивность наблюдаемого радиоизлучения Юпитера: она сильно увеличивается, когда Ио в зоне видимости^[27]^[55]. КА «Юнона», который стартовал к Юпитеру 5 августа 2011 года и прибыл к нему в июле 2016, должен пролить свет на взаимодействие между Ио и магнитосферой Юпитера. Линии юпитерианского магнитного поля, проходящие сквозь ионосферу Ио, генерируют электрические токи, которые создают магнитное поле в недрах Ио. Считается, что индуцированное магнитное поле Ио генерируется в частично расплавленной силикатной магме в 50 километрах под поверхностью спутника^[63]. Схожие индуцированные магнитные поля «Галилео» обнаружил и на остальных галилеевых спутниках, где они генерируются предположительно подповерхностными водными океанами.

Структура

Ио не похожа на большинство спутников газовых планет (содержащих много льда) и состоит в основном из силикатов и железа, как и планеты земной группы. Ио по размеру немногим больше спутника Земли — Луны. Её средний радиус равен приблизительно 1821,3 километра (на 5 % больше среднего радиуса Луны), а масса составляет 8,9319×10²² кг (примерно на 21 % больше, чем у Луны). Ио имеет форму эллипсоида, большая ось которого направлена в сторону Юпитера. Среди галилеевых спутников по массе и объёму Ио стоит после Ганимеда и Каллисто, но перед Европой.

Внутренняя структура

Ио, состоящая в основном из силикатных пород и железа, ближе по составу к планетам земной группы, чем к другим спутникам во внешней части Солнечной системы (которые состоят главным образом из водяного льда и силикатов). Средняя плотность Ио равна 3,5275 г/см³, что больше, чем у других галилеевых спутников (и даже чем у Луны), и это ставит Ио на первое место по плотности среди спутников в Солнечной системе^[64]. Модели, составленные по измеренным «Вояджерами» и «Галилео» массе, радиусу и коэффициентам гравитационного квадруполя (числа, описывающие распределение массы в пределах объекта), указывают на то, что Ио расслоена на ядро из железа или сульфида железа и кору с мантией, которые богаты силикатами^[43]. Металлическое ядро составляет приблизительно 20 % массы Ио^[65]. Радиус ядра зависит от содержания серы: если оно состоит из чистого железа, его радиус лежит в пределах 350—650 км, а если оно состоит из соединений железа и серы — в пределах 550—900 км. Магнитометр «Галилео» не обнаружил у Ио собственного магнитного поля, и это указывает на то, что в её железном ядре нет конвекции^[66].

Моделирование внутреннего состава Ио предсказывает, что мантия состоит по крайней мере на 75 % из богатого магнием минерала форстерита, и её состав подобен составу метеоритов L-хондритов и LL-хондритов. Отношение концентраций железа и кремния там выше, чем на Луне или Земле, но ниже, чем на Марсе^[67]^[68]. Поддержание теплового потока, наблюдаемого на Ио, требует, чтобы 10—20 % мантии были в расплавленном виде, хотя в областях, где наблюдается высокотемпературный вулканизм, доля расплавленного вещества может быть больше^[69]. Однако повторный анализ данных магнитометра «Галилео» в 2009 году показал наличие на Ио индуцированного магнитного поля, для которого необходим океан магмы на глубине 50 км^[63]. Следующее исследование, опубликованное в 2011 году, предоставило прямые доказательства существования такого океана^[70]. Толщина этого слоя оценивается в 50 км, и он составляет около 10 % мантии Ио. Температура там достигает примерно 1200 °C. Неизвестно, совместимо ли это 10—20-процентное плавление с условием значительного количества расплавленных силикатов в этом вероятном океане магмы^[71]. Толщина литосферы Ио, состоящей из базальта и серы и образованной интенсивным вулканизмом, составляет не менее 12 километров и, вероятно, не более 40 километров^[65]^[72].

Приливный разогрев

В отличие от Земли, основным источником внутреннего тепла Ио является разогрев недр спутника приливным воздействием Юпитера^[73], при незначительном вкладе внутреннего радиоактивного распада и приливного воздействия со стороны Европы и Ганимеда. Сильное приливное воздействие Юпитера обусловлено вытянутостью орбиты Ио, которая поддерживается орбитальным взаимодействием среди галилеевых спутников^[38]. Резонанс Лапласа с Европой и Ганимедом поддерживает эксцентриситет Ио и предотвращает скругление орбиты Ио, которое иначе неизбежно произошло бы из-за диссипации приливной энергии^[74]. За счет эллиптичности орбиты, при движении спутника вокруг планеты каждые 1,77 дня происходит изменение расстояния до Юпитера на 3400 км и изменение его приливного влияния на обращенную к планете сторону Ио. Поэтому, несмотря на то, что вращение спутника синхронизировано с его обращением вокруг планеты, его форма постоянно деформируется в ходе движения по орбите. Изменение высоты «приливного горба» Ио между апоцентром и перицентром может достигать 100 метров. Трение при этих подвижках создаёт в недрах Ио приливный разогрев, а он поддерживает расплавленной существенную часть мантии спутника. Это делает возможной вулканическую активность^[73]. Приливный разогрев спутника даёт примерно в 200 раз больше тепла, чем распад радиоактивных элементов в его недрах^[9]. Оценки, сделанные на основе измерений теплового потока из «горячих» областей Ио, показали, что мощность приливного разогрева может достигать (0,6...1,6)×10⁸ МВт, что на два порядка превышает суммарную мощность, потребляемую человечеством (2×10⁶ МВт).

Потому как эллиптичность орбиты Ио изменяется на длительных интервалах времени, то изменяется и сила приливного воздействия на недра спутника^[69]. В целом, разогрев зависит от расстояния между Ио и Юпитером, от эксцентриситета её орбиты, состава и физических характеристик её недр^[69]. Эпохи, когда эксцентриситет орбиты Ио становится пренебрежимо малым, должны быть более геологически спокойными с ослабленным вулканизмом из-за исчезновения порождающего его внешнего приливного воздействия.

Поверхность

По аналогии с древней поверхностью Луны, Марса и Меркурия учёные ожидали увидеть на первых изображениях Ио, полученных «Вояджером-1», многочисленные ударные кратеры (а их концентрация позволила бы оценить возраст поверхности). Но они были весьма удивлены, обнаружив, что ударных кратеров там почти нет. Вместо них видны гладкие равнины, усеянные высокими горами, потоками лавы и ямами различных форм и размеров^[35]. В отличие от большинства других космических объектов, Ио покрыта множеством разноцветных веществ, в основном аллотропными модификациями и соединениями серы^[75]. Малое количество ударных кратеров показывает, что поверхность Ио, как и поверхность Земли, геологически молода. Кратеры на Ио быстро покрываются вулканическими выбросами. Эти выводы были подтверждены по меньшей мере девятью действующими вулканами, наблюдавшимися «Вояджером-1»^[37].

В дополнение к вулканам на Ио есть невулканические горы, вязкие лавовые потоки, достигающие длины в сотни километров, озёра расплавленной серы и кальдеры, глубина которых доходит до нескольких километров.

В 2012 году была составлена полная геологическая карта Ио, для которой использовались изображения с разной детализацией, которые при помощи компьютера склеили в единую мозаику с разрешением 1 км на пиксель. Карта составлялась 6 лет. Возглавил проект Дэвид Уильямс (David Williams) из университета Аризоны. Исследователи также составили онлайновую базу данных по Ио, включающую не только новую геологическую карту, но и многочисленные снимки с космических аппаратов и данные ряда иных измерений^[76].

Поверхностный состав

Вращение Ио. Большое красное кольцо окружает вулкан Пеле

Красочный внешний вид Ио — результат интенсивной работы вулканов, которые выбрасывают различные вещества. Среди них — силикаты (например, ортопироксен), сера и диоксид серы^[77]. Иней из диоксида серы покрывает почти всю поверхность Ио, окрашивая большие области в белый или серый цвет. На многих областях спутника видна и сера благодаря своему жёлтому или жёлто-зелёному цвету. В средних и высоких широтах радиация разбивает обычно устойчивые восьмиатомные циклические молекулы серы S₈, и в результате полярные области Ио окрашены в красно-коричневый цвет^[21].

Взрывной вулканизм, часто дающий шлейфы вулканического пепла, образующие причудливые формы, окрашивает поверхность силикатами и соединениями серы. Осадки этих шлейфов часто окрашены в красный или белый цвет (в зависимости от содержания серы и её диоксида). Как правило, шлейфы, образованные в жерле вулкана в результате дегазации лавы, содержат большее количество S₂ и дают красные осадки, выпадающие веером или, в исключительных случаях, большими (часто более 450 километров радиусом) кольцами^[78]. Яркий пример красного кольца из осадков шлейфа мы можем наблюдать вокруг вулкана Пеле. Этот красный осадок состоит в основном из серы (в основном 3- и 4-атомной молекулярной серы), двуокиси серы и, вероятно, Cl₂SO₂^[77]. Шлейфы, образованные на границах потоков силикатной лавы, дают белые или серые осадки (продукт взаимодействия этой лавы с серой и двуокисью серы, лежащими на поверхности).

Картирование состава и высокая плотность Ио указывают на то, что на Ио практически нет воды, хотя там были ориентировочно идентифицированы небольшие карманы водяного льда или гидратированных минералов (прежде всего на северо-западной стороне горы Gish Bar Mons)^[79]. Эта нехватка воды, вероятно, связана с тем, что во времена формирования Солнечной системы Юпитер был достаточно горячим, чтобы такие летучие вещества, как вода, улетучились из окрестностей Ио (хотя и недостаточно горячим, чтобы так произошло и на более далёких спутниках).

Вулканизм

Активные потоки лавы в патерах Тваштара, изображения получены «Галилео» в ноябре 1999 и феврале 2000 года

Приливной разогрев, вызываемый орбитальным эксцентриситетом, служит причиной того, что Ио — самая геологически активная луна в Солнечной системе, с сотнями вулканов и обширными потоками лавы. Во время особо крупных извержений потоки лавы могут тянуться на десятки и даже сотни километров. Состоят они в основном из базальтовой лавы с основным или ультраосновным (с большим содержанием магния) составом. В результате вулканической активности сера, диоксид серы (в виде газа) и силикатная пирокластическая материя (в виде пепла) поднимаются на высоту до 200 километров в открытый космос в виде своеобразных «зонтиков», а после выпадения окрашивают местность в красный, чёрный и белый цвета. Кроме того, эта материя образует тонкую атмосферу Ио и наполняет обширную магнитосферу Юпитера.

На поверхности Ио нередко встречаются вулканические депрессии, именуемые пате́рами^[80]. Для них характерно плоское дно и крутые стены. Они очень напоминают земные кальдеры, правда, до сих пор неизвестно, образуются ли они путём коллапса магматической камеры и обрушения вершины вулкана, как их земные аналоги. Одна из гипотез говорит, что эти геоструктуры появляются над новообразованными вулканическими силлами за счёт того, что вышележащие слои сносятся прочь извержениями или вливаются в состав силла^[81]. В отличие от схожих геоструктур на Земле и Марсе, вулканические впадины на Ио в общем случае не лежат на вершине щитовидных вулканов и обычно куда крупней, со средним диаметром около 41 км, а крупнейшая — патера Локи — 202 километра диаметром^[80]. Независимо от механизма формирования, морфология и распределение многих патер даёт основания предполагать, что они тесно связаны с крупномасштабными структурами — немало из них граничат с горами или разломами^[80]. Патеры часто служат источниками вулканических извержений или далеко растекающихся лавовых потоков, как в случае извержения в патере Гиш-Бара в 2001 году, или сами заполняются лавой и становятся лавовыми озёрами^[10]^[82]. Лавовые озёра на Ио покрыты лавовой коркой, которая рушится и обновляется непрерывно (как в случае Пеле) или эпизодически (как в случае Локи)^[83]^[84].

Потоки лавы — характерные для Ио детали пейзажа. Магма вырывается на поверхность через провалы в дне патер или через трещины на равнинах, создавая широкие многочисленные лавовые потоки, напоминающие те, что можно увидеть около вулкана Килауэа на Гавайах. На изображениях, полученных КА «Галилео», видно, что многие лавовые потоки, текущие из таких вулканов как Прометей или Амирани, повторяют пути прежних потоков, наращивая слой отложений^[85]. На Ио наблюдались и более длинные лавовые потоки. К примеру, передний край потоков с Прометея продвинулся с 75 до 95 км между пролётом КА «Вояджер» в 1979 и первым наблюдением «Галилео» в 1996 году. Одно из крупных извержений в 1997 выбросило более 3500 км² свежей лавы, которая заполнила патеру Пиллана^[44].

Анимация из пяти снимков с КА «Новые горизонты». Видно, как вулкан Тваштар извергает материю на 330 км над поверхностью

Анализ изображений, полученных КА «Вояджер», заставил учёных предположить, что лавовые потоки на Ио состоят главным образом из расплавленной серы. Однако последующие наземные инфракрасные наблюдения и замеры с КА «Галилео» указывают на то, что на самом деле потоки в основном состоят из базальтовой лавы с включениями основных и ультраосновных горных пород. Эти предположения основаны на замерах температур «горячих пятен» Ио (областей термальной эмиссии), которые показали температуру в 1300 K, а местами и в 1600 K^[86]. Первоначальные оценки температуры извержений в области 2000 K^[44], оказавшиеся неверными, объясняются неправильными тепловыми моделями, использовавшимися для моделирования температур^[86].

Открытие своеобразных «султанов» («плюмажей») из извергаемой материи над Пеле и Локи послужило первым сигналом того, что Ио — геологически активный спутник^[36]. Обычно такие султаны появляются, когда летучие вещества вроде серы или диоксида серы поднимаются ввысь над вулканами Ио на скорости около 1 км/с, формируя на высоте своеобразный зонтик из пыли и газа. Помимо вышеуказанных веществ, в вулканических султанах встречаются натрий, калий и хлор^[87]^[88]. Султаны формируются двумя разными путями^[89]. Самые большие султаны появляются, когда сера и газообразный диоксид серы извергаются из вулканов или лавовых озёр, зачастую захватывая с собой силикатно-пирокластическую материю. Эти султаны формируют красные (из короткоцепочечной серы) и чёрные (силикатно-пирокластический материал) отложения на поверхности. Кольца отложений, образованные таким способом, самые большие: их диаметр иногда превышает 1000 км. Такие кольца окружают вулкан Пеле и патеры Тваштара и Дажбога. Другой тип султанов возникает из-за того, что потоки лавы испаряют иней из диоксида серы, и он улетает ввысь уже в виде пара. Обычно высота таких султанов меньше 100 километров, но это наиболее долгоживущие из султанов. Они часто формируют на поверхности яркие круглые отложения из диоксида серы. Они есть, например, в районе Прометея, Амирани и Масуби.

Горы

На Ио насчитывается 100—150 гор. Средняя их высота — 6 километров, а максимальная — 17,5±1,5 километра (у Южной горы Боосавла)^[11]. Горы часто представляют собой большие (со средней длиной 157 км) изолированные геологические структуры. Глобальных тектонических структур, как на Земле, не видно^[11]. Огромный размер гор говорит о том, что они состоят в основном из силикатных пород, а не из серы^[90].

Несмотря на обширный вулканизм, определяющий внешность Ио, происхождение почти всех её гор не вулканическое. Большинство из них образуется в результате напряжений сжатия в литосфере, которые поднимают и зачастую наклоняют куски коры Ио, надвигая их друг на друга^[91]. Давление, ведущее к образованию гор, — результат непрерывного оседания вулканических материалов^[91]. Глобальное распределение гор по поверхности Ио, по-видимому, противоположно распределению вулканических структур — в областях с наименьшим количеством вулканов много других гор и наоборот^[92]. Это указывает на наличие в литосфере Ио крупных областей, в некоторых из которых происходит сжатие (формирующее горы), а в другом — расширение (благоприятное для образования патер)^[93]. Однако в отдельных областях горы и патеры расположены близко друг к другу. Это можно объяснить тем, что магма часто достигает поверхности через разломы, образованные при формировании гор^[80].

Горы Ио (как и вообще геологические структуры, возвышающиеся над равнинами) имеют различные формы. Самая распространённая среди них — плато^[11]. Они напоминают большие столовые горы с плоской вершиной с неровной поверхностью. Другие горы, видимо, — накренённые блоки коры Ио с пологим склоном (образованным из плоской поверхности) и крутым обрывом, где на поверхность выходят прежде глубоко расположенные слои. У обоих типов гор часто встречаются крутые эскарпы вдоль одного или нескольких краёв. Лишь немногие горы на Ио имеют вулканическое происхождение. Они напоминают маленькие щитовидные вулканы с крутыми склонами (6—7°) вблизи их небольшой кальдеры и более пологими склонами по краям^[94]. Вулканические горы небольшие и достигают в среднем только 1—2 километра в высоту и 40—60 километров в ширину. Морфология некоторых других структур (где из центральной патеры исходят тонкие потоки, как в патере Ра) говорит о том, что это тоже щитовидные вулканы, но с очень пологими склонами^[94].

По-видимому, практически все горы на Ио находятся на некоторой стадии разрушения. У их подножий распространены крупные оползни. Видимо, осыпание — основной фактор разрушения гор. Для столовых гор и плато Ио обычны зубчатые края, которые образуются из-за диссипации диоксида серы, что создаёт слабые места вдоль края гор^[95].

Атмосфера

Ио имеет очень тонкую атмосферу, состоящую в основном из диоксида серы (SO₂) с незначительным содержанием монооксида серы (SO), хлорида натрия (NaCl) и атомарных серы и кислорода^[96]. Плотность и температура атмосферы существенно зависят от времени суток, широты, вулканической активности и количества поверхностного инея. Максимальное атмосферное давление на Ио колеблется от 0,33×10⁻⁴ до 3×10⁻⁴ Па или от 0,3 до 3 нбар. Оно наблюдается на противоюпитерианском полушарии Ио и вдоль экватора, и иногда наблюдается в начале второй половины дня, когда температура поверхности достигает максимума^[96]^[97]^[98]. Были замечены и пики давления в вулканических шлейфах, где оно составляло 5×10⁻⁴—40×10⁻⁴ Па (5—40 нбар)^[40]. Самое низкое атмосферное давление наблюдается на ночной стороне спутника, где оно падает до величин 0,1×10⁻⁷—1×10⁻⁷ Па (0,0001—0,001 нбар)^[96]^[97]. Температура атмосферы Ио колеблется в пределах от температуры поверхности на малых высотах, где газообразный диоксид серы находится в равновесии с инеем, до 1800 К на больших высотах, где низкая плотность делает возможным нагрев от заряженных частиц в плазменном торе Ио и джоулев нагрев от токовой трубки Ио^[96]^[97]. Низкое давление ограничивает влияние атмосферы на поверхность, за исключением временного перераспределения диоксида серы между богатыми и бедными инеем областями и расширения размеров областей осадков вулканических шлейфов, когда вулканические выбросы падают в более плотную дневную атмосферу^[96]^[97]. Тонкая атмосфера Ио также показывает, что любые зонды, которые будут приземляться на Ио, не будут нуждаться в аэродинамической оболочке с тепловым экраном, но зато должны быть оснащены ретро-ракетами для замедления и остановки аппарата для более мягкого приземления. Малая толщина атмосферы требует и большую устойчивость аппарата к радиации.

Газ из атмосферы Ио сгоняется в магнитосферу Юпитера, улетучиваясь или в нейтральное облако, окружающее Ио, или в плазменный тор (кольцо ионизированных частиц), которое находится на орбите Ио, но вращается совместно с магнитосферой Юпитера. Посредством этого процесса каждую секунду из атмосферы Ио удаляется около тонны газа и, следовательно, она должна пополняться с той же скоростью^[55]. Основной источник SO₂ — вулканические выбросы. Они закачивают в атмосферу Ио в среднем 10 тонн диоксида серы в секунду, но большая часть этих выбросов выпадает обратно на поверхность^[99]. Атмосферный диоксид серы находится в газообразном виде в основном за счёт нагрева инея солнечным светом и его сублимации^[100]. Атмосфера на дневной стороне в основном сосредоточена в пределах 40° от экватора, где поверхность самая тёплая, а вулканические выбросы самые активные^[101]. Существование атмосферы за счёт сублимации согласуется с тем, что плотность атмосферы максимальна на противоюпитерианском полушарии Ио, где больше всего инея SO₂, и с тем, что эта плотность увеличивается при приближении Ио к Солнцу^[96]^[100]^[102]. Однако некоторый вклад в атмосферу делают и вулканические выбросы, так как самая высокая её плотность наблюдается возле жерл вулканов^[96]. Поскольку давление диоксида серы в атмосфере тесно связано с поверхностной температурой, атмосфера Ио в некоторой мере съёживается ночью или когда спутник находится в тени Юпитера. Деградацию атмосферы во время затмения существенно затрудняет образование над поверхностью диффузионного слоя неконденсирующегося газа (моноксида серы), но всё же атмосферное давление на ночной стороне Ио на два—четыре порядка меньше, чем в максимуме сразу после полудня^[97]^[103]. Второстепенные составляющие атмосферы Ио (такие как NaCl, SO, O и S) берутся из вулканических выбросов или в результате фотодиссоциации SO₂ (распада, вызванного солнечным ультрафиолетовым излучением), либо в процессе разрушения поверхностных отложений заряженными частицами из магнитосферы Юпитера^[100].

На изображениях Ио, сделанных высокочувствительными камерами во время затмения спутника, видны полярные сияния^[104]. Как и на Земле, эти сияния вызываются радиацией, поражающей атмосферу, но в случае Ио заряженные частицы прибывают по линиям магнитного поля Юпитера, а не от солнечного ветра. Обычно полярные сияния наблюдаются возле магнитных полюсов планет, но у Ио они самые яркие вблизи экватора. У Ио нет собственного магнитного поля, поэтому заряженные частицы, движущиеся вдоль магнитного поля Юпитера, беспрепятственно воздействуют на атмосферу спутника. Ярчайшие полярные сияния возникают вблизи экватора — там, где линии магнитного поля параллельны поверхности спутника и, следовательно, пересекают бо́льшую толщу газа. Полярные сияния в этих областях колеблются в зависимости от изменений ориентации наклонённого магнитного диполя Юпитера^[105]. Кроме экваториальных, наблюдаются и другие полярные сияния (тоже видимые на изображении выше): красное свечение атомов кислорода вдоль лимба Ио и зелёное свечение атомов натрия на её ночной стороне^[88].

Примечания

Сноски

↑ Перииовий вычисляется по большой полуоси (а) и эксцентриситету (е): $a\cdot (1-e)$
↑ Апоиовий вычисляется по большой полуоси (a) и эксцентриситету (e): $a\cdot (1+e)$
↑ Площадь поверхности рассчитана по формуле $4\pi r^{2}$
↑ Объём рассчитан по формуле $4\pi r^{3}/3$
↑ Ускорение свободного падения вычисляется по массе (m), гравитационной постоянной (G) и радиусу (r) таким образом: $Gm/r^{2}$
↑ Вторая космическая скорость вычисляется по массе (m), гравитационной постоянной (G) и радиусу (r) таким образом: $\textstyle {\sqrt {\frac {2Gm}{r}}}$
↑ Ударение на первый слог — согласно Большой российской энциклопедии^[6]; в некоторых других источниках указывается ударение на второй слог^[7]^[8].

Источники

↑ ¹ ² Blue, Jennifer Planet and Satellite Names and Discoverers (неопр.). USGS (9 ноября 2009). Дата обращения: 13 января 2010. Архивировано 17 августа 2011 года.
↑ ¹ ² Thomas, P. C.; et al. The Shape of Io from Galileo Limb Measurements (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1998. — Vol. 135, no. 1. — P. 175—180. — doi:10.1006/icar.1998.5987. — Bibcode: 1998Icar..135..175T.
↑ Yeomans, Donald K. Planetary Satellite Physical Parameters (неопр.). JPL Solar System Dynamics (13 июля 2006). Дата обращения: 5 ноября 2007. Архивировано 27 мая 2010 года.
↑ Classic Satellites of the Solar System (неопр.). Observatorio ARVAL. Дата обращения: 28 сентября 2007. Архивировано 20 сентября 2011 года.
↑ Rathbun, J. A.; Spencer, J.R.; Tamppari, L.K.; Martin, T.Z.; Barnard, L.; Travis, L.D. Mapping of Io's thermal radiation by the Galileo photopolarimeter-radiometer (PPR) instrument (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 1. — P. 127—139. — doi:10.1016/j.icarus.2003.12.021. — Bibcode: 2004Icar..169..127R.
↑ Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов. — М. : Большая российская энциклопедия, 2004—2017.
↑ Агеенко Ф.Л. Собственные имена в русском языке: словарь ударений. — М.: НЦ ЭНАС, 2001. — 376 с.
↑ Орфографический академический ресурс АКАДЕМОС (неопр.). Институт русского языка им. В. В. Виноградова РАН. Дата обращения: 15 февраля 2018. Архивировано 15 февраля 2021 года.
↑ ¹ ² Rosaly MC Lopes. Io: The Volcanic Moon // Encyclopedia of the Solar System / Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson. — Academic Press, 2006. — С. 419—431. — ISBN 978-0-12-088589-3.
↑ ¹ ² Lopes, R. M. C.; et al. Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 1. — P. 140—174. — doi:10.1016/j.icarus.2003.11.013. — Bibcode: 2004Icar..169..140L.
↑ ¹ ² ³ ⁴ Schenk, P.; et al. The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.] : journal. — 2001. — Vol. 106, no. E12. — P. 33201—33222. — doi:10.1029/2000JE001408. — Bibcode: 2001JGR...10633201S.
↑ Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) (неопр.). California State University, Fresno (29 февраля 2000). Дата обращения: 4 июля 2009. Архивировано 30 января 2012 года.
↑ ¹ ² Marius, S. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. — 1614. Архивировано 4 марта 2016 года.
↑ Marius, S.^[англ.]. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. — 1614. Архивировано 29 сентября 2019 года. (где он приписывает предложение (неопр.). Архивировано 11 февраля 2012 года. Кеплеру)
↑ ¹ ² Blue, Jennifer Categories for Naming Features on Planets and Satellites (неопр.). USGS (16 октября 2006). Дата обращения: 14 июня 2007. Архивировано 27 мая 2010 года.
↑ Blue, Jennifer Io Nomenclature Table of Contents (неопр.). USGS. Дата обращения: 13 марта 2015. Архивировано 3 сентября 2011 года.
↑ ¹ ² ³ Cruikshank, D. P.; and Nelson, R. M. A history of the exploration of Io // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — С. 5—33. — ISBN 3-540-34681-3.
↑ Van Helden, Albert The Galileo Project / Science / Simon Marius (неопр.). Rice University (14 января 2004). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 3 июля 2019 года.
↑ Baalke, Ron Discovery of the Galilean Satellites (неопр.). Jet Propulsion Laboratory. Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 4 сентября 2010 года.
↑ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. Longitude and the Académie Royale (неопр.). University of St. Andrews (февраль 1997). Дата обращения: 14 июня 2007. Архивировано 2 июня 2019 года.
↑ ¹ ² Barnard, E. E.^[англ.]. On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1894. — Vol. 54, no. 3. — P. 134—136. — Bibcode: 1894MNRAS..54..134B.
↑ Dobbins, T.; and Sheehan, W. The Story of Jupiter's Egg Moons (англ.) // Sky & Telescope. — 2004. — Vol. 107, no. 1. — P. 114—120.
↑ Barnard, E. E.^[англ.]. Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1891. — Vol. 51, no. 9. — P. 543—556. — Bibcode: 1891MNRAS..51..543B.
↑ Minton, R. B. The Red Polar Caps of Io (англ.) // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory^[англ.]. — University of Arizona Press^[англ.], 1973. — Vol. 10. — P. 35—39. — Bibcode: 1973CoLPL..10...35M.
↑ Lee, T. Spectral Albedos of the Galilean Satellites (англ.) // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory^[англ.]. — University of Arizona Press^[англ.], 1972. — Vol. 9, no. 3. — P. 179—180. — Bibcode: 1972CoLPL...9..179L.
↑ Fanale, F. P.; et al. Io: A Surface Evaporite Deposit? (англ.) // Science. — 1974. — Vol. 186, no. 4167. — P. 922—925. — doi:10.1126/science.186.4167.922. — Bibcode: 1974Sci...186..922F. — PMID 17730914.
↑ ¹ ² Bigg, E. K. Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission (англ.) // Nature : journal. — 1964. — Vol. 203, no. 4949. — P. 1008—1010. — doi:10.1038/2031008a0. — Bibcode: 1964Natur.203.1008B.
↑ Силкин, 1982, с. 54.
↑ Bartholdi, P.; Owen, F. The Occultation of Beta Scorpii by Jupiter and Io. II. Io (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1972. — Vol. 77. — P. 60—65. — Bibcode: 1972AJ.....77...60B.
↑ O'Leary, Brian; Van Flandern, Thomas C. Io's Triaxial Figure (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1972. — Vol. 17, no. 1. — P. 209—215. — doi:10.1016/0019-1035(72)90057-7. — Bibcode: 1972Icar...17..209O.
↑ ¹ ² Fimmel, R. O.; et al.: First into the Outer Solar System (неопр.). Pioneer Odyssey. NASA (1977). Дата обращения: 5 июня 2007. Архивировано 14 июля 2019 года.
↑ Anderson, J. D.; et al. Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10 (англ.) // Science : journal. — 1974. — Vol. 183, no. 4122. — P. 322—323. — doi:10.1126/science.183.4122.322. — Bibcode: 1974Sci...183..322A. — PMID 17821098.
↑ Pioneer 11 Images of Io (неопр.). Galileo Home Page. Дата обращения: 21 апреля 2007. Архивировано 13 июля 2010 года.
↑ Voyager Mission Description (англ.). The Planetary Rings Node — Planetary Data System (НАСА). Институт SETI (19 февраля 1997). Дата обращения: 19 апреля 2014. Архивировано 2 октября 2011 года.
↑ ¹ ² Smith, B. A.; et al. The Jupiter system through the eyes of Voyager 1 (англ.) // Science. — 1979. — Vol. 204, no. 4396. — P. 951—972. — doi:10.1126/science.204.4396.951. — Bibcode: 1979Sci...204..951S. — PMID 17800430.
↑ ¹ ² Morabito, L. A.; et al. Discovery of currently active extraterrestrial volcanism (англ.) // Science : journal. — 1979. — Vol. 204, no. 4396. — P. 972. — doi:10.1126/science.204.4396.972. — Bibcode: 1979Sci...204..972M. — PMID 17800432.
↑ ¹ ² Strom, R. G.; et al. Volcanic eruption plumes on Io (англ.) // Nature. — 1979. — Vol. 280, no. 5725. — P. 733—736. — doi:10.1038/280733a0. — Bibcode: 1979Natur.280..733S.
↑ ¹ ² ³ Peale, S. J.; et al. Melting of Io by Tidal Dissipation (англ.) // Science. — 1979. — Vol. 203, no. 4383. — P. 892—894. — doi:10.1126/science.203.4383.892. — Bibcode: 1979Sci...203..892P. — PMID 17771724.
↑ Soderblom, L. A.; et al. Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results (англ.) // Geophys. Res. Lett. : journal. — 1980. — Vol. 7, no. 11. — P. 963—966. — doi:10.1029/GL007i011p00963. — Bibcode: 1980GeoRL...7..963S.
↑ ¹ ² Pearl, J. C.; et al. Identification of gaseous SO₂ and new upper limits for other gases on Io (англ.) // Nature : journal. — 1979. — Vol. 288, no. 5725. — P. 757—758. — doi:10.1038/280755a0. — Bibcode: 1979Natur.280..755P.
↑ Broadfoot, A. L.; et al. Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter (англ.) // Science : journal. — 1979. — Vol. 204, no. 4396. — P. 979—982. — doi:10.1126/science.204.4396.979. — Bibcode: 1979Sci...204..979B. — PMID 17800434.
↑ Strom, R. G.; Schneider, N. M. Volcanic eruptions on Io // Satellites of Jupiter / Morrison, D.. — University of Arizona Press^[англ.], 1982. — С. 598—633. — ISBN 0-8165-0762-7.
↑ ¹ ² Anderson, J. D.; et al. Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io (англ.) // Science : journal. — 1996. — Vol. 272, no. 5262. — P. 709—712. — doi:10.1126/science.272.5262.709. — Bibcode: 1996Sci...272..709A. — PMID 8662566.
↑ ¹ ² ³ McEwen, A. S.; et al. High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io (англ.) // Science : journal. — 1998. — Vol. 281, no. 5373. — P. 87—90. — doi:10.1126/science.281.5373.87. — Bibcode: 1998Sci...281...87M. — PMID 9651251.
↑ ¹ ² Perry, J.; et al. A Summary of the Galileo mission and its observations of Io // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — С. 35—59. — ISBN 3-540-34681-3.
↑ Porco, C. C.^[англ.]; et al. Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings (англ.) // Science : journal. — 2003. — Vol. 299, no. 5612. — P. 1541—1547. — doi:10.1126/science.1079462. — Bibcode: 2003Sci...299.1541P. — PMID 12624258.
↑ Холшевников, Константин Владиславович Почему у планет земной группы нет колец? (неопр.) Соросовский журнал. Дата обращения: 29 декабря 2010. Архивировано 30 августа 2011 года.
↑ Marchis, F.; et al. Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2005. — Vol. 176, no. 1. — P. 96—122. — doi:10.1016/j.icarus.2004.12.014. — Bibcode: 2005Icar..176...96M.
↑ Spencer, John Here We Go! (неопр.) (23 февраля 2007). Дата обращения: 3 июня 2007. Архивировано из оригинала 16 января 2008 года.
↑ ¹ ² Spencer, J. R.; et al. Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano (англ.) // Science : journal. — 2007. — Vol. 318, no. 5848. — P. 240—243. — doi:10.1126/science.1147621. — Bibcode: 2007Sci...318..240S. — PMID 17932290.
↑ NASA запустило межпланетную станцию к Юпитеру. (неопр.) Дата обращения: 10 августа 2011. Архивировано 10 августа 2011 года.
↑ McEwen, A. S. (2008). "Io Volcano Observer (IVO)" (PDF). Io Workshop 2008. Berkeley, California. Архивировано (PDF) 26 марта 2009. Дата обращения: 10 августа 2011. {{cite conference}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
↑ Lopes, R. M. C.; D. A. Williams. Io after Galileo // Reports on Progress in Physics^[англ.]. — 2005. — Т. 68, № 2. — С. 303—340. — doi:10.1088/0034-4885/68/2/R02. — Bibcode: 2005RPPh...68..303L.
↑ Spencer, J. John Spencer's Astronomical Visualizations (неопр.). Дата обращения: 25 мая 2007. Архивировано 27 августа 2011 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ Schneider, N. M.; Bagenal, F. Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — С. 265—286. — ISBN 3-540-34681-3.
↑ ¹ ² Postberg, F.; et al. Composition of jovian dust stream particles (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2006. — Vol. 183, no. 1. — P. 122—134. — doi:10.1016/j.icarus.2006.02.001. — Bibcode: 2006Icar..183..122P.
↑ Burger, M. H.; et al. Galileo's close-up view of Io sodium jet // Geophys. Res. Let.. — 1999. — Т. 26, № 22. — С. 3333—3336. — doi:10.1029/1999GL003654. — Bibcode: 1999GeoRL..26.3333B.
↑ Krimigis, S. M.; et al. A nebula of gases from Io surrounding Jupiter (англ.) // Nature. — 2002. — Vol. 415, no. 6875. — P. 994—996. — doi:10.1038/415994a. — PMID 11875559.
↑ Medillo, M.; et al. Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 170, no. 2. — P. 430—442. — doi:10.1016/j.icarus.2004.03.009. — Bibcode: 2004Icar..170..430M.
↑ Grün, E.; et al. Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft (англ.) // Nature : journal. — 1993. — Vol. 362, no. 6419. — P. 428—430. — doi:10.1038/362428a0. — Bibcode: 1993Natur.362..428G.
↑ Zook, H. A.; et al. Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories (англ.) // Science : journal. — 1996. — Vol. 274, no. 5292. — P. 1501—1503. — doi:10.1126/science.274.5292.1501. — Bibcode: 1996Sci...274.1501Z. — PMID 8929405.
↑ Grün, E.; et al. Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter (англ.) // Science : journal. — 1996. — Vol. 274, no. 5286. — P. 399—401. — doi:10.1126/science.274.5286.399. — Bibcode: 1996Sci...274..399G.
↑ ¹ ² Kerr, R. A. Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io (англ.) // Science. — 2010. — Vol. 327, no. 5964. — P. 408—409. — doi:10.1126/science.327.5964.408-b. — PMID 20093451.
↑ Schubert, J. et al. Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites. // Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere (англ.) / F. Bagenal et al.. — Cambridge University Press, 2004. — P. 281—306. — ISBN 978-0-521-81808-7.
↑ ¹ ² Anderson, J. D.; et al. Io's gravity field and interior structure (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2001. — Vol. 106, no. E12. — P. 32963—32969. — doi:10.1029/2000JE001367. — Bibcode: 2001JGR...10632963A.
↑ Kivelson, M. G.; et al. Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000 (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2001. — Vol. 106, no. A11. — P. 26121—26135. — doi:10.1029/2000JA002510. — Bibcode: 2001JGR...10626121K.
↑ Sohl, F.; et al. Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2002. — Vol. 157, no. 1. — P. 104—119. — doi:10.1006/icar.2002.6828. — Bibcode: 2002Icar..157..104S.
↑ Kuskov, O. L.; V. A. Kronrod. Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2001. — Vol. 151, no. 2. — P. 204—227. — doi:10.1006/icar.2001.6611. — Bibcode: 2001Icar..151..204K.
↑ ¹ ² ³ Moore, W. B. et al. The Interior of Io. // Io after Galileo / R. M. C. Lopes and J. R. Spencer. — Springer-Praxis, 2007. — С. 89—108. — ISBN 3-540-34681-3.
↑ NASA's Galileo Reveals Magma 'Ocean' Beneath Surface of Jupiter's Moon (неопр.). Science Daily (12 мая 2011). Дата обращения: 12 августа 2011. Архивировано 7 марта 2016 года.
↑ Perry, J. Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean (неопр.). The Gish Bar Times (21 января 2010). Дата обращения: 22 января 2010. Архивировано 4 февраля 2012 года.
↑ Jaeger, W. L.; et al. Orogenic tectonism on Io // J. Geophys. Res.. — 2003. — Т. 108, № E8. — С. 12—1. — doi:10.1029/2002JE001946. — Bibcode: 2003JGRE..108.5093J.
↑ ¹ ² Солнечная система. Вулканизм на телах Солнечной системы (неопр.). Астронет. Дата обращения: 12 августа 2011. Архивировано 12 ноября 2013 года.
↑ Yoder, C. F.; et al. How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks (англ.) // Nature : journal. — 1979. — Vol. 279, no. 5716. — P. 767—770. — doi:10.1038/279767a0. — Bibcode: 1979Natur.279..767Y.
↑ Britt, Robert Roy Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color (неопр.). Space.com (16 марта 2000). Дата обращения: 25 июля 2007. Архивировано из оригинала 15 декабря 2000 года.
↑ Попов Леонид. Учёные составили первую полную геологическую карту Ио (неопр.). membrana.ru (20 марта 2012). Дата обращения: 21 марта 2012. Архивировано из оригинала 17 апреля 2013 года.
↑ ¹ ² Carlson, R. W.; et al. Io's surface composition // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — С. 194—229. — ISBN 3-540-34681-3.
↑ Spencer, J.; et al. Discovery of Gaseous S₂ in Io's Pele Plume (англ.) // Science : journal. — 2000. — Vol. 288, no. 5469. — P. 1208—1210. — doi:10.1126/science.288.5469.1208. — Bibcode: 2000Sci...288.1208S. — PMID 10817990.
↑ Douté, S.; et al. Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 1. — P. 175—196. — doi:10.1016/j.icarus.2004.02.001. — Bibcode: 2004Icar..169..175D.
↑ ¹ ² ³ ⁴ Radebaugh, D.; et al. Paterae on Io: A new type of volcanic caldera? (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2001. — Vol. 106, no. E12. — P. 33005—33020. — doi:10.1029/2000JE001406. — Bibcode: 2001JGR...10633005R.
↑ Keszthelyi, L.; et al. A Post-Galileo view of Io's Interior (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 1. — P. 271—286. — doi:10.1016/j.icarus.2004.01.005. — Bibcode: 2004Icar..169..271K.
↑ Perry, J. E. (2003). "Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001" (PDF). LPSC XXXIV. Clear Lake City (Greater Houston). Abstract #1720. Архивировано (PDF) 26 марта 2009. Дата обращения: 11 августа 2011. {{cite conference}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
↑ Radebaugh, J.; et al. Observations and temperatures of Io's Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 1. — P. 65—79. — doi:10.1016/j.icarus.2003.10.019. — Bibcode: 2004Icar..169...65R.
↑ Howell, R. R.; Lopes, R. M. C. The nature of the volcanic activity at Loki: Insights from Galileo NIMS and PPR data (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2007. — Vol. 186, no. 2. — P. 448—461. — doi:10.1016/j.icarus.2006.09.022. — Bibcode: 2007Icar..186..448H.
↑ 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 (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2001. — Vol. 106, no. E12. — P. 33025—33052. — doi:10.1029/2000JE001383. — Bibcode: 2001JGR...10633025K.
↑ ¹ ² Keszthelyi, L.; et al. New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2007. — Vol. 192, no. 2. — P. 491—502. — doi:10.1016/j.icarus.2007.07.008. — Bibcode: 2007Icar..192..491K.
↑ Roesler, F. L.; et al. Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS (англ.) // Science : journal. — 1999. — Vol. 283, no. 5400. — P. 353—357. — doi:10.1126/science.283.5400.353. — Bibcode: 1999Sci...283..353R. — PMID 9888844.
↑ ¹ ² Geissler, P. E.; et al. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io (англ.) // Science. — 1999. — Vol. 285, no. 5429. — P. 870—874. — doi:10.1126/science.285.5429.870. — Bibcode: 1999Sci...285..870G. — PMID 10436151.
↑ McEwen, A. S.; Soderblom, L. A. Two classes of volcanic plume on Io (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1983. — Vol. 58, no. 2. — P. 197—226. — doi:10.1016/0019-1035(83)90075-1. — Bibcode: 1983Icar...55..191M.
↑ Clow, G. D.; Carr, M. H. Stability of sulfur slopes on Io (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1980. — Vol. 44, no. 2. — P. 268—279. — doi:10.1016/0019-1035(80)90022-6. — Bibcode: 1980Icar...44..268C.
↑ ¹ ² Schenk, P. M.; Bulmer, M. H. Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements (англ.) // Science : journal. — 1998. — Vol. 279, no. 5356. — P. 1514—1517. — doi:10.1126/science.279.5356.1514. — Bibcode: 1998Sci...279.1514S. — PMID 9488645.
↑ McKinnon, W. B.; et al. Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting (англ.) // Geology : journal. — 2001. — Vol. 29, no. 2. — P. 103—106. — doi:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2. — Bibcode: 2001Geo....29..103M.
↑ Tackley, P. J. Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2001. — Vol. 106, no. E12. — P. 32971—32981. — doi:10.1029/2000JE001411. — Bibcode: 2001JGR...10632971T.
↑ ¹ ² Schenk, P. M.; et al. Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 1. — P. 98—110. — doi:10.1016/j.icarus.2004.01.015. — Bibcode: 2004Icar..169...98S.
↑ Moore, J. M.; et al. Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2001. — Vol. 106, no. E12. — P. 33223—33240. — doi:10.1029/2000JE001375. — Bibcode: 2001JGR...10633223M.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ Lellouch, E.; et al. Io's atmosphere // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — С. 231—264. — ISBN 3-540-34681-3.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Walker, A. C.; et al. A Comprehensive Numerical Simulation of Io’s Sublimation-Driven Atmosphere (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2010. — Vol. 207, no. 1. — P. 409—432. — doi:10.1016/j.icarus.2010.01.012. — Bibcode: 2010Icar..207..409W.
↑ Spencer, A. C.; et al. Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io’s SO₂ atmosphere (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2005. — Vol. 176, no. 2. — P. 283—304. — doi:10.1016/j.icarus.2005.01.019. — Bibcode: 2005Icar..176..283S.
↑ Geissler, P. E.; Goldstein, D. B. Plumes and their deposits // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — С. 163—192. — ISBN 3-540-34681-3.
↑ ¹ ² ³ Moullet, A.; et al. Simultaneous mapping of SO₂, SO, NaCl in Io’s atmosphere with the Submillimeter Array (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2010. — Vol. 208, no. 1. — P. 353—365. — doi:10.1016/j.icarus.2010.02.009. — Bibcode: 2010Icar..208..353M.
↑ Feaga, L. M.; et al. Io’s dayside SO₂ atmosphere (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2009. — Vol. 201, no. 2. — P. 570—584. — doi:10.1016/j.icarus.2009.01.029. — Bibcode: 2009Icar..201..570F.
↑ Spencer, John Aloha, Io (неопр.). The Planetary Society Blog. The Planetary Society (8 июня 2009). Дата обращения: 7 марта 2010. Архивировано 4 марта 2012 года.
↑ Moore, C. H.; et al. 1-D DSMC simulation of Io’s atmospheric collapse and reformation during and after eclipse (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2009. — Vol. 201, no. 2. — P. 585—597. — doi:10.1016/j.icarus.2009.01.006. — Bibcode: 2009Icar..201..585M.
↑ Geissler, P. E.; et al. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io (англ.) // Science. — 1999. — Vol. 285, no. 5429. — P. 870—874. — doi:10.1126/science.285.5429.870. — Bibcode: 1999Sci...285..870G. — PMID 10436151.
↑ Retherford, K. D.; et al. Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2000. — Vol. 105, no. A12. — P. 27,157—27,165. — doi:10.1029/2000JA002500. — Bibcode: 2000JGR...10527157R.

Литература

Бурба Г. А. Номенклатура деталей рельефа галилеевых спутников Юпитера / Отв. ред. К. П. Флоренский и Ю. И. Ефремов. — Москва: Наука, 1984. — 84 с.
Силкин Б. И. В мире множества лун. — М.: Наука, 1982. — 208 с. — 150 000 экз.
Джонсон Т., Содерблом Л. Ио. // В мире науки, 1984, № 2, с.12-25

Ссылки

Профиль спутника (англ.). Архивировано 7 ноября 2015 года. на сайте НАСА
Видео о вращении Ио (англ.). Архивировано из оригинала 1 марта 2012 года.
Каталог НАСА изображений Ио (англ.)
Изображения со спутника «Галилео» (англ.)
Глобальная карта Ио на сайте планетной геологии USGS (англ.). Дата обращения: 4 октября 2017. Архивировано из оригинала 10 августа 2017 года., основанная на снимках с «Вояджеров» и «Галилео»
Список наименованных деталей поверхности Ио и карта с их названиями на сайте планетной номенклатуры USGS (англ.)
Сайт об Ио (рус.). Архивировано из оригинала 7 апреля 2010 года.
Бурба Г. А. Извержения миров (неопр.). Вокруг Света. Архивировано 2 января 2019 года.

[2] Перииовий вычисляется по большой полуоси (а) и эксцентриситету (е): $a\cdot (1-e)$

[3] Апоиовий вычисляется по большой полуоси (a) и эксцентриситету (e): $a\cdot (1+e)$

[5] Площадь поверхности рассчитана по формуле $4\pi r^{2}$

[6] Объём рассчитан по формуле $4\pi r^{3}/3$

[7] Ускорение свободного падения вычисляется по массе (m), гравитационной постоянной (G) и радиусу (r) таким образом: $Gm/r^{2}$

[8] Вторая космическая скорость вычисляется по массе (m), гравитационной постоянной (G) и радиусу (r) таким образом: $\textstyle {\sqrt {\frac {2Gm}{r}}}$

[15] Ударение на первый слог — согласно Большой российской энциклопедии^[6]; в некоторых других источниках указывается ударение на второй слог^[7]^[8].

[IAU_Moon_Discoveries-1] ¹ ² Blue, Jennifer Planet and Satellite Names and Discoverers (неопр.). USGS (9 ноября 2009). Дата обращения: 13 января 2010. Архивировано 17 августа 2011 года.

[Thomas1998-4] ¹ ² Thomas, P. C.; et al. The Shape of Io from Galileo Limb Measurements (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1998. — Vol. 135, no. 1. — P. 175—180. — doi:10.1006/icar.1998.5987. — Bibcode: 1998Icar..135..175T.

[jplfact-9] Yeomans, Donald K. Planetary Satellite Physical Parameters (неопр.). JPL Solar System Dynamics (13 июля 2006). Дата обращения: 5 ноября 2007. Архивировано 27 мая 2010 года.

[magnitude-10] Classic Satellites of the Solar System (неопр.). Observatorio ARVAL. Дата обращения: 28 сентября 2007. Архивировано 20 сентября 2011 года.

[Rathbun2004-11] Rathbun, J. A.; Spencer, J.R.; Tamppari, L.K.; Martin, T.Z.; Barnard, L.; Travis, L.D. Mapping of Io's thermal radiation by the Galileo photopolarimeter-radiometer (PPR) instrument (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 1. — P. 127—139. — doi:10.1016/j.icarus.2003.12.021. — Bibcode: 2004Icar..169..127R.

[12] Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов. — М. : Большая российская энциклопедия, 2004—2017.

[13] Агеенко Ф.Л. Собственные имена в русском языке: словарь ударений. — М.: НЦ ЭНАС, 2001. — 376 с.

[14] Орфографический академический ресурс АКАДЕМОС (неопр.). Институт русского языка им. В. В. Виноградова РАН. Дата обращения: 15 февраля 2018. Архивировано 15 февраля 2021 года.

[book-16] ¹ ² Rosaly MC Lopes. Io: The Volcanic Moon // Encyclopedia of the Solar System / Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson. — Academic Press, 2006. — С. 419—431. — ISBN 978-0-12-088589-3.

[Lopes2004-17] ¹ ² Lopes, R. M. C.; et al. Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 1. — P. 140—174. — doi:10.1016/j.icarus.2003.11.013. — Bibcode: 2004Icar..169..140L.

[Schenk2001-18] ¹ ² ³ ⁴ Schenk, P.; et al. The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.] : journal. — 2001. — Vol. 106, no. E12. — P. 33201—33222. — doi:10.1029/2000JE001408. — Bibcode: 2001JGR...10633201S.

[Ringwald_2000-19] Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) (неопр.). California State University, Fresno (29 февраля 2000). Дата обращения: 4 июля 2009. Архивировано 30 января 2012 года.

[Marius-20] ¹ ² Marius, S. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. — 1614. Архивировано 4 марта 2016 года.

[Marius2-21] Marius, S.^[англ.]. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. — 1614. Архивировано 29 сентября 2019 года. (где он приписывает предложение (неопр.). Архивировано 11 февраля 2012 года. Кеплеру)

[NameCategories-22] ¹ ² Blue, Jennifer Categories for Naming Features on Planets and Satellites (неопр.). USGS (16 октября 2006). Дата обращения: 14 июня 2007. Архивировано 27 мая 2010 года.

[Featurenames-23] Blue, Jennifer Io Nomenclature Table of Contents (неопр.). USGS. Дата обращения: 13 марта 2015. Архивировано 3 сентября 2011 года.

[IobookChap2-24] ¹ ² ³ Cruikshank, D. P.; and Nelson, R. M. A history of the exploration of Io // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — С. 5—33. — ISBN 3-540-34681-3.

[GaliloProjectMarius-25] Van Helden, Albert The Galileo Project / Science / Simon Marius (неопр.). Rice University (14 января 2004). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 3 июля 2019 года.

[JPLDiscovery-26] Baalke, Ron Discovery of the Galilean Satellites (неопр.). Jet Propulsion Laboratory. Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 4 сентября 2010 года.

[27] O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. Longitude and the Académie Royale (неопр.). University of St. Andrews (февраль 1997). Дата обращения: 14 июня 2007. Архивировано 2 июня 2019 года.

[Barnard1894-28] ¹ ² Barnard, E. E.^[англ.]. On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1894. — Vol. 54, no. 3. — P. 134—136. — Bibcode: 1894MNRAS..54..134B.

[Dobbins-29] Dobbins, T.; and Sheehan, W. The Story of Jupiter's Egg Moons (англ.) // Sky & Telescope. — 2004. — Vol. 107, no. 1. — P. 114—120.

[Barnard1891-30] Barnard, E. E.^[англ.]. Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1891. — Vol. 51, no. 9. — P. 543—556. — Bibcode: 1891MNRAS..51..543B.

[Minton1973-31] Minton, R. B. The Red Polar Caps of Io (англ.) // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory^[англ.]. — University of Arizona Press^[англ.], 1973. — Vol. 10. — P. 35—39. — Bibcode: 1973CoLPL..10...35M.

[Lee1972-32] Lee, T. Spectral Albedos of the Galilean Satellites (англ.) // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory^[англ.]. — University of Arizona Press^[англ.], 1972. — Vol. 9, no. 3. — P. 179—180. — Bibcode: 1972CoLPL...9..179L.

[Fanale1974-33] Fanale, F. P.; et al. Io: A Surface Evaporite Deposit? (англ.) // Science. — 1974. — Vol. 186, no. 4167. — P. 922—925. — doi:10.1126/science.186.4167.922. — Bibcode: 1974Sci...186..922F. — PMID 17730914.

[Bigg1964-34] ¹ ² Bigg, E. K. Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission (англ.) // Nature : journal. — 1964. — Vol. 203, no. 4949. — P. 1008—1010. — doi:10.1038/2031008a0. — Bibcode: 1964Natur.203.1008B.

[_682005f06ce7b1e1-35] Силкин, 1982, с. 54.

[36] Bartholdi, P.; Owen, F. The Occultation of Beta Scorpii by Jupiter and Io. II. Io (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1972. — Vol. 77. — P. 60—65. — Bibcode: 1972AJ.....77...60B.

[37] O'Leary, Brian; Van Flandern, Thomas C. Io's Triaxial Figure (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1972. — Vol. 17, no. 1. — P. 209—215. — doi:10.1016/0019-1035(72)90057-7. — Bibcode: 1972Icar...17..209O.

[PioneerChap5-38] ¹ ² Fimmel, R. O.; et al.: First into the Outer Solar System (неопр.). Pioneer Odyssey. NASA (1977). Дата обращения: 5 июня 2007. Архивировано 14 июля 2019 года.

[Anderson1974-39] Anderson, J. D.; et al. Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10 (англ.) // Science : journal. — 1974. — Vol. 183, no. 4122. — P. 322—323. — doi:10.1126/science.183.4122.322. — Bibcode: 1974Sci...183..322A. — PMID 17821098.

[Pioneer11image-40] Pioneer 11 Images of Io (неопр.). Galileo Home Page. Дата обращения: 21 апреля 2007. Архивировано 13 июля 2010 года.

[VoyagerDesc-41] Voyager Mission Description (англ.). The Planetary Rings Node — Planetary Data System (НАСА). Институт SETI (19 февраля 1997). Дата обращения: 19 апреля 2014. Архивировано 2 октября 2011 года.

[Smith1979-42] ¹ ² Smith, B. A.; et al. The Jupiter system through the eyes of Voyager 1 (англ.) // Science. — 1979. — Vol. 204, no. 4396. — P. 951—972. — doi:10.1126/science.204.4396.951. — Bibcode: 1979Sci...204..951S. — PMID 17800430.

[Morabito1979-43] ¹ ² Morabito, L. A.; et al. Discovery of currently active extraterrestrial volcanism (англ.) // Science : journal. — 1979. — Vol. 204, no. 4396. — P. 972. — doi:10.1126/science.204.4396.972. — Bibcode: 1979Sci...204..972M. — PMID 17800432.

[Strom1979-44] ¹ ² Strom, R. G.; et al. Volcanic eruption plumes on Io (англ.) // Nature. — 1979. — Vol. 280, no. 5725. — P. 733—736. — doi:10.1038/280733a0. — Bibcode: 1979Natur.280..733S.

[Peale1979a-45] ¹ ² ³ Peale, S. J.; et al. Melting of Io by Tidal Dissipation (англ.) // Science. — 1979. — Vol. 203, no. 4383. — P. 892—894. — doi:10.1126/science.203.4383.892. — Bibcode: 1979Sci...203..892P. — PMID 17771724.

[Soderblom1980-46] Soderblom, L. A.; et al. Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results (англ.) // Geophys. Res. Lett. : journal. — 1980. — Vol. 7, no. 11. — P. 963—966. — doi:10.1029/GL007i011p00963. — Bibcode: 1980GeoRL...7..963S.

[Pearl1979-47] ¹ ² Pearl, J. C.; et al. Identification of gaseous SO₂ and new upper limits for other gases on Io (англ.) // Nature : journal. — 1979. — Vol. 288, no. 5725. — P. 757—758. — doi:10.1038/280755a0. — Bibcode: 1979Natur.280..755P.

[Broadfoot1979-48] Broadfoot, A. L.; et al. Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter (англ.) // Science : journal. — 1979. — Vol. 204, no. 4396. — P. 979—982. — doi:10.1126/science.204.4396.979. — Bibcode: 1979Sci...204..979B. — PMID 17800434.

[Strom1982-49] Strom, R. G.; Schneider, N. M. Volcanic eruptions on Io // Satellites of Jupiter / Morrison, D.. — University of Arizona Press^[англ.], 1982. — С. 598—633. — ISBN 0-8165-0762-7.

[Anderson1996-50] ¹ ² Anderson, J. D.; et al. Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io (англ.) // Science : journal. — 1996. — Vol. 272, no. 5262. — P. 709—712. — doi:10.1126/science.272.5262.709. — Bibcode: 1996Sci...272..709A. — PMID 8662566.

[Mcewen1998b-51] ¹ ² ³ McEwen, A. S.; et al. High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io (англ.) // Science : journal. — 1998. — Vol. 281, no. 5373. — P. 87—90. — doi:10.1126/science.281.5373.87. — Bibcode: 1998Sci...281...87M. — PMID 9651251.

[IobookChap3-52] ¹ ² Perry, J.; et al. A Summary of the Galileo mission and its observations of Io // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — С. 35—59. — ISBN 3-540-34681-3.

[Porco2003-53] Porco, C. C.^[англ.]; et al. Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings (англ.) // Science : journal. — 2003. — Vol. 299, no. 5612. — P. 1541—1547. — doi:10.1126/science.1079462. — Bibcode: 2003Sci...299.1541P. — PMID 12624258.

[54] Холшевников, Константин Владиславович Почему у планет земной группы нет колец? (неопр.) Соросовский журнал. Дата обращения: 29 декабря 2010. Архивировано 30 августа 2011 года.

[Marchis2005-55] Marchis, F.; et al. Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2005. — Vol. 176, no. 1. — P. 96—122. — doi:10.1016/j.icarus.2004.12.014. — Bibcode: 2005Icar..176...96M.

[SpencerBlog02232007-56] Spencer, John Here We Go! (неопр.) (23 февраля 2007). Дата обращения: 3 июня 2007. Архивировано из оригинала 16 января 2008 года.

[Spencer2007-57] ¹ ² Spencer, J. R.; et al. Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano (англ.) // Science : journal. — 2007. — Vol. 318, no. 5848. — P. 240—243. — doi:10.1126/science.1147621. — Bibcode: 2007Sci...318..240S. — PMID 17932290.

[zapusk-58] NASA запустило межпланетную станцию к Юпитеру. (неопр.) Дата обращения: 10 августа 2011. Архивировано 10 августа 2011 года.

[McEwenIVO-59] McEwen, A. S. (2008). "Io Volcano Observer (IVO)" (PDF). Io Workshop 2008. Berkeley, California. Архивировано (PDF) 26 марта 2009. Дата обращения: 10 августа 2011. {{cite conference}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)

[Lopes2005-60] Lopes, R. M. C.; D. A. Williams. Io after Galileo // Reports on Progress in Physics^[англ.]. — 2005. — Т. 68, № 2. — С. 303—340. — doi:10.1088/0034-4885/68/2/R02. — Bibcode: 2005RPPh...68..303L.

[SpencerGraphic-61] Spencer, J. John Spencer's Astronomical Visualizations (неопр.). Дата обращения: 25 мая 2007. Архивировано 27 августа 2011 года.

[IobookChap11-62] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ Schneider, N. M.; Bagenal, F. Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — С. 265—286. — ISBN 3-540-34681-3.

[Postberg2006-63] ¹ ² Postberg, F.; et al. Composition of jovian dust stream particles (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2006. — Vol. 183, no. 1. — P. 122—134. — doi:10.1016/j.icarus.2006.02.001. — Bibcode: 2006Icar..183..122P.

[Burger1999-64] Burger, M. H.; et al. Galileo's close-up view of Io sodium jet // Geophys. Res. Let.. — 1999. — Т. 26, № 22. — С. 3333—3336. — doi:10.1029/1999GL003654. — Bibcode: 1999GeoRL..26.3333B.

[Krimigis2002-65] Krimigis, S. M.; et al. A nebula of gases from Io surrounding Jupiter (англ.) // Nature. — 2002. — Vol. 415, no. 6875. — P. 994—996. — doi:10.1038/415994a. — PMID 11875559.

[Mendillo2004-66] Medillo, M.; et al. Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 170, no. 2. — P. 430—442. — doi:10.1016/j.icarus.2004.03.009. — Bibcode: 2004Icar..170..430M.

[Grun1993-67] Grün, E.; et al. Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft (англ.) // Nature : journal. — 1993. — Vol. 362, no. 6419. — P. 428—430. — doi:10.1038/362428a0. — Bibcode: 1993Natur.362..428G.

[Zook1996-68] Zook, H. A.; et al. Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories (англ.) // Science : journal. — 1996. — Vol. 274, no. 5292. — P. 1501—1503. — doi:10.1126/science.274.5292.1501. — Bibcode: 1996Sci...274.1501Z. — PMID 8929405.

[Grun1996-69] Grün, E.; et al. Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter (англ.) // Science : journal. — 1996. — Vol. 274, no. 5286. — P. 399—401. — doi:10.1126/science.274.5286.399. — Bibcode: 1996Sci...274..399G.

[KerrInducedField-70] ¹ ² Kerr, R. A. Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io (англ.) // Science. — 2010. — Vol. 327, no. 5964. — P. 408—409. — doi:10.1126/science.327.5964.408-b. — PMID 20093451.

[Schubert2004-71] Schubert, J. et al. Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites. // Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere (англ.) / F. Bagenal et al.. — Cambridge University Press, 2004. — P. 281—306. — ISBN 978-0-521-81808-7.

[Anderson2001-72] ¹ ² Anderson, J. D.; et al. Io's gravity field and interior structure (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2001. — Vol. 106, no. E12. — P. 32963—32969. — doi:10.1029/2000JE001367. — Bibcode: 2001JGR...10632963A.

[Kivelson2001-73] Kivelson, M. G.; et al. Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000 (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2001. — Vol. 106, no. A11. — P. 26121—26135. — doi:10.1029/2000JA002510. — Bibcode: 2001JGR...10626121K.

[Sohl2002-74] Sohl, F.; et al. Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2002. — Vol. 157, no. 1. — P. 104—119. — doi:10.1006/icar.2002.6828. — Bibcode: 2002Icar..157..104S.

[Kuskov2001-75] Kuskov, O. L.; V. A. Kronrod. Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2001. — Vol. 151, no. 2. — P. 204—227. — doi:10.1006/icar.2001.6611. — Bibcode: 2001Icar..151..204K.

[IobookChap5-76] ¹ ² ³ Moore, W. B. et al. The Interior of Io. // Io after Galileo / R. M. C. Lopes and J. R. Spencer. — Springer-Praxis, 2007. — С. 89—108. — ISBN 3-540-34681-3.

[77] NASA's Galileo Reveals Magma 'Ocean' Beneath Surface of Jupiter's Moon (неопр.). Science Daily (12 мая 2011). Дата обращения: 12 августа 2011. Архивировано 7 марта 2016 года.

[PerryInducedMagmaOcean-78] Perry, J. Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean (неопр.). The Gish Bar Times (21 января 2010). Дата обращения: 22 января 2010. Архивировано 4 февраля 2012 года.

[Jaeger2003-79] Jaeger, W. L.; et al. Orogenic tectonism on Io // J. Geophys. Res.. — 2003. — Т. 108, № E8. — С. 12—1. — doi:10.1029/2002JE001946. — Bibcode: 2003JGRE..108.5093J.

[astronet-80] ¹ ² Солнечная система. Вулканизм на телах Солнечной системы (неопр.). Астронет. Дата обращения: 12 августа 2011. Архивировано 12 ноября 2013 года.

[Yoder1979-81] Yoder, C. F.; et al. How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks (англ.) // Nature : journal. — 1979. — Vol. 279, no. 5716. — P. 767—770. — doi:10.1038/279767a0. — Bibcode: 1979Natur.279..767Y.

[Britt2000-82] Britt, Robert Roy Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color (неопр.). Space.com (16 марта 2000). Дата обращения: 25 июля 2007. Архивировано из оригинала 15 декабря 2000 года.

[membrana_2012-mar-20-83] Попов Леонид. Учёные составили первую полную геологическую карту Ио (неопр.). membrana.ru (20 марта 2012). Дата обращения: 21 марта 2012. Архивировано из оригинала 17 апреля 2013 года.

[IobookChap9-84] ¹ ² Carlson, R. W.; et al. Io's surface composition // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — С. 194—229. — ISBN 3-540-34681-3.

[Spencer2000b-85] Spencer, J.; et al. Discovery of Gaseous S₂ in Io's Pele Plume (англ.) // Science : journal. — 2000. — Vol. 288, no. 5469. — P. 1208—1210. — doi:10.1126/science.288.5469.1208. — Bibcode: 2000Sci...288.1208S. — PMID 10817990.

[Doute2004-86] Douté, S.; et al. Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 1. — P. 175—196. — doi:10.1016/j.icarus.2004.02.001. — Bibcode: 2004Icar..169..175D.

[Radebaugh2001-87] ¹ ² ³ ⁴ Radebaugh, D.; et al. Paterae on Io: A new type of volcanic caldera? (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2001. — Vol. 106, no. E12. — P. 33005—33020. — doi:10.1029/2000JE001406. — Bibcode: 2001JGR...10633005R.

[Keszthelyi2004-88] Keszthelyi, L.; et al. A Post-Galileo view of Io's Interior (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 1. — P. 271—286. — doi:10.1016/j.icarus.2004.01.005. — Bibcode: 2004Icar..169..271K.

[Perry2003-89] Perry, J. E. (2003). "Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001" (PDF). LPSC XXXIV. Clear Lake City (Greater Houston). Abstract #1720. Архивировано (PDF) 26 марта 2009. Дата обращения: 11 августа 2011. {{cite conference}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)

[Radebaugh2004-90] Radebaugh, J.; et al. Observations and temperatures of Io's Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 1. — P. 65—79. — doi:10.1016/j.icarus.2003.10.019. — Bibcode: 2004Icar..169...65R.

[Howell2007-91] Howell, R. R.; Lopes, R. M. C. The nature of the volcanic activity at Loki: Insights from Galileo NIMS and PPR data (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2007. — Vol. 186, no. 2. — P. 448—461. — doi:10.1016/j.icarus.2006.09.022. — Bibcode: 2007Icar..186..448H.

[Keszthelyi2001-92] 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 (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2001. — Vol. 106, no. E12. — P. 33025—33052. — doi:10.1029/2000JE001383. — Bibcode: 2001JGR...10633025K.

[Keszthelyi2007-93] ¹ ² Keszthelyi, L.; et al. New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2007. — Vol. 192, no. 2. — P. 491—502. — doi:10.1016/j.icarus.2007.07.008. — Bibcode: 2007Icar..192..491K.

[Roesler1999-94] Roesler, F. L.; et al. Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS (англ.) // Science : journal. — 1999. — Vol. 283, no. 5400. — P. 353—357. — doi:10.1126/science.283.5400.353. — Bibcode: 1999Sci...283..353R. — PMID 9888844.

[Geissler1999-95] ¹ ² Geissler, P. E.; et al. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io (англ.) // Science. — 1999. — Vol. 285, no. 5429. — P. 870—874. — doi:10.1126/science.285.5429.870. — Bibcode: 1999Sci...285..870G. — PMID 10436151.

[McEwen1983-96] McEwen, A. S.; Soderblom, L. A. Two classes of volcanic plume on Io (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1983. — Vol. 58, no. 2. — P. 197—226. — doi:10.1016/0019-1035(83)90075-1. — Bibcode: 1983Icar...55..191M.

[Clow1980-97] Clow, G. D.; Carr, M. H. Stability of sulfur slopes on Io (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1980. — Vol. 44, no. 2. — P. 268—279. — doi:10.1016/0019-1035(80)90022-6. — Bibcode: 1980Icar...44..268C.

[SchenkBulmer1998-98] ¹ ² Schenk, P. M.; Bulmer, M. H. Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements (англ.) // Science : journal. — 1998. — Vol. 279, no. 5356. — P. 1514—1517. — doi:10.1126/science.279.5356.1514. — Bibcode: 1998Sci...279.1514S. — PMID 9488645.

[McKinnon2001-99] McKinnon, W. B.; et al. Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting (англ.) // Geology : journal. — 2001. — Vol. 29, no. 2. — P. 103—106. — doi:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2. — Bibcode: 2001Geo....29..103M.

[Tackley2001-100] Tackley, P. J. Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2001. — Vol. 106, no. E12. — P. 32971—32981. — doi:10.1029/2000JE001411. — Bibcode: 2001JGR...10632971T.

[Schenk2004-101] ¹ ² Schenk, P. M.; et al. Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 1. — P. 98—110. — doi:10.1016/j.icarus.2004.01.015. — Bibcode: 2004Icar..169...98S.

[Moore2001-102] Moore, J. M.; et al. Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2001. — Vol. 106, no. E12. — P. 33223—33240. — doi:10.1029/2000JE001375. — Bibcode: 2001JGR...10633223M.

[IobookChap10-103] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ Lellouch, E.; et al. Io's atmosphere // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — С. 231—264. — ISBN 3-540-34681-3.

[Walker2010-104] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Walker, A. C.; et al. A Comprehensive Numerical Simulation of Io’s Sublimation-Driven Atmosphere (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2010. — Vol. 207, no. 1. — P. 409—432. — doi:10.1016/j.icarus.2010.01.012. — Bibcode: 2010Icar..207..409W.

[Spencer2005-105] Spencer, A. C.; et al. Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io’s SO₂ atmosphere (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2005. — Vol. 176, no. 2. — P. 283—304. — doi:10.1016/j.icarus.2005.01.019. — Bibcode: 2005Icar..176..283S.

[autogenerated1-106] Geissler, P. E.; Goldstein, D. B. Plumes and their deposits // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — С. 163—192. — ISBN 3-540-34681-3.

[Moullet2010-107] ¹ ² ³ Moullet, A.; et al. Simultaneous mapping of SO₂, SO, NaCl in Io’s atmosphere with the Submillimeter Array (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2010. — Vol. 208, no. 1. — P. 353—365. — doi:10.1016/j.icarus.2010.02.009. — Bibcode: 2010Icar..208..353M.

[Feaga2009-108] Feaga, L. M.; et al. Io’s dayside SO₂ atmosphere (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2009. — Vol. 201, no. 2. — P. 570—584. — doi:10.1016/j.icarus.2009.01.029. — Bibcode: 2009Icar..201..570F.

[AlohaIo-109] Spencer, John Aloha, Io (неопр.). The Planetary Society Blog. The Planetary Society (8 июня 2009). Дата обращения: 7 марта 2010. Архивировано 4 марта 2012 года.

[Moore2009-110] Moore, C. H.; et al. 1-D DSMC simulation of Io’s atmospheric collapse and reformation during and after eclipse (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2009. — Vol. 201, no. 2. — P. 585—597. — doi:10.1016/j.icarus.2009.01.006. — Bibcode: 2009Icar..201..585M.

[autogenerated2-111] Geissler, P. E.; et al. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io (англ.) // Science. — 1999. — Vol. 285, no. 5429. — P. 870—874. — doi:10.1126/science.285.5429.870. — Bibcode: 1999Sci...285..870G. — PMID 10436151.

[Retherford2000-112] Retherford, K. D.; et al. Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.]. — 2000. — Vol. 105, no. A12. — P. 27,157—27,165. — doi:10.1029/2000JA002500. — Bibcode: 2000JGR...10527157R.

[1]

[к 1]

[к 2]

[2]

[к 3]

[к 4]

[к 5]

[к 6]

[3]

[4]

[5]

[к 7]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

[82]

[83]

[84]

[85]

[86]

[87]

[88]

[89]

[90]

[91]

[92]

[93]

[94]

[95]

[96]

Ссылки на внешние ресурсы
Словари и энциклопедии	Большая каталанская Большая норвежская Большая российская (старая версия) Britannica (онлайн) PWN
В библиографических каталогах	GND: 4276694-1 J9U: 987007556431505171 LCCN: sh98000376 VIAF: 315160643 WorldCat VIAF: 315160643

Ио
Планета-хозяин	Юпитер
Области Ио	Бактрия Босфор Буликам Иллирикон Колхида Лерна Мидия Микены Тарсус Халиб
Вулканы Ио	Вулканизм на Ио Пеле Амирани Масуби Тор Прометей
Патеры Ио	патеры Тваштара Аматерасу Локи Мауи Пиллана Ра Тупана Шанго Гиш Бар
Горы Ио	Южная Боосавла Тохиль Эвбея плато Дунай Ионическая
Исследование	«Вояджер-1» (1979) «Галилео» (1995—2003) «Новые горизонты» (2007)
Категория:Ио Портал:Астрономия Викисклад:Ио

Спутники в Солнечной системе
более 4000 км	Ганимед Титан Каллисто
2000—4000 км	Ио Луна Европа Тритон
1000—2000 км	Титания Рея Оберон Япет Харон Ариэль Умбриэль Диона Тефия
500—1000 км	Энцелад
250—500 км	Миранда Протей Мимас Нереида Ильмарэ Хииака Гиперион Актея Дисномия
100—250 км	Феба Ларисса Янус Галатея Намака Амальтея Пак Сикоракса Порция Форкий Вант Зоя Тавискарон S/2015 (136472) 1 Сянлю Эпиметей
50—100 км	Фива Джульетта Никта Прометей Элара S/2000 (90) 1 Таласса Пандора Белинда Крессида Гидра Розалинда Калибан Наяда Дездемона Галимеда Пасифе Несо Бианка Вейвот Просперо
По планетам (и карликовым)	Меркурия Венеры Земли Луна Марса Астероидов Юпитера Сатурна Урана Нептуна Плутона Хаумеа Макемаке Эриды Кандидаты: Гун-гуна Орка Квавара

Солнечная система
Солнечная система
Центральная звезда и планеты	Солнце Меркурий Венера Земля Марс Юпитер Сатурн Уран Нептун
Карликовые планеты	Церера Плутон Хаумеа Макемаке Эрида Кандидаты Седна Орк Квавар Гун-гун 2002 MS₄
Крупные спутники	Ганимед Титан Каллисто Ио Луна Европа Тритон Титания Рея Оберон Япет Харон Ариэль Умбриэль Диона Тефия Энцелад Миранда Протей Мимас Нереида
Спутники / кольца	Земли / ∅ Марса Юпитера / ∅ Сатурна / ∅ Урана / ∅ Нептуна / ∅ Плутона / ∅ Хаумеа Макемаке Эриды Кандидаты Орка Квавара
Первые открытые астероиды	(1) Церера (2) Паллада (3) Юнона (4) Веста (5) Астрея (6) Геба (7) Ирида (8) Флора (9) Метида (10) Гигея (11) Парфенопа
Малые тела	метеороиды астероиды / их спутники околоземные основного пояса троянские кентавры транснептуновые пояс Койпера плутино кьюбивано рассеянный диск дамоклоиды кометы облако Оорта
Искусственные объекты	искусственные спутники Земли межпланетные космические аппараты
Гипотетические объекты	Вулкан и вулканоиды спутник Меркурия спутники Венеры другие спутники Земли Противоземля Девятая планета, Тюхе, Планета X и другие транснептуновые планеты Немезида Бывшие планеты: Тейя, Фаэтон или Планета V Пятый газовый гигант
Список объектов Солнечной системы Астрономические объекты

Атмосферы
Атмосферы звёзд	Солнце
Атмосферы планет	Меркурий Венера Земля Марс Юпитер Сатурн Уран Нептун
Атмосферы спутников	Луна Диона Ио Европа Ганимед Каллисто Энцелад Титан Рея Тритон
Карликовые планеты	Церера Плутон Макемаке
Экзопланеты	Осирис Kepler-7 b
См. также	Солнечная система Планетология Кометы

Ио (спутник): различия между версиями

Текущая версия от 15:31, 5 декабря 2024

Содержание

Номенклатура

Наблюдения

«Пионер»

«Вояджер»

«Галилео»

Последующие наблюдения

Орбита и вращение

Взаимодействие с магнитосферой Юпитера

Структура

Внутренняя структура

Приливный разогрев

Поверхность

Поверхностный состав

Вулканизм

Горы

Атмосфера

Примечания

Сноски

Источники

Литература

Ссылки

Навигация

@@ Строка 1: / Строка 1: @@
+{{другие значения|Ио (значения)}}
 {{Карточка планеты
-| маленькая карточка            =
+ |маленькая карточка            =
-| тип                           = спутник
+ |тип                           = спутник
-| фон                           = #a0ffa0
+ |фон                           = #a0ffa0
-| название                      = Ио
+ |название                      = Ио
-| символ                        =
+ |символ                        =
-| изображение                   = [[Файл:Io highest resolution true color.jpg|250px]]
+ |изображение                   = Io highest resolution true color.jpg
-| ширина                        =
+ |ширина                        =
-| подпись                       = Фото Ио, сделанное аппаратом «[[Галилео (космический аппарат)|Галилео]]» в 1999 г. Желтоватый цвет говорит о высоком содержании серы. Тёмное пятно левее центра — извергающийся вулкан Прометей, его окружают светлые равнины, покрытые [[Оксид серы(IV)|оксидом серы]].
+ |подпись                       = Фото Ио, сделанное аппаратом «[[Галилео (космический аппарат)|Галилео]]» в 1999 году. Желтоватый цвет говорит о высоком содержании серы. Тёмное пятно левее центра — извергающийся вулкан [[Прометей (вулкан)|Прометей]], его окружают светлые равнины, покрытые [[Оксид серы(IV)|диоксидом серы]]
-| изображение2                  =
+ |изображение2                  =
-| ширина2                       =
+ |ширина2                       =
-| подпись2                      =
+ |подпись2                      =
-| другие названия               = Юпитер I
+ |другие названия               = Юпитер I
-| открытие-ref =
+ |открытие-ref                  =
-| первооткрыватель = [[Галилей, Галилео|Галилео Галилей]]
+ |первооткрыватель              = [[Галилей, Галилео|Галилео Галилей]]
-| место открытия =
+ |место открытия                =
-| дата открытия-ref = [[8 января]] [[1610]]<ref name=IAU_Moon_Discoveries/>
+ |дата открытия-ref             = [[8 января]] [[1610 год]]а<ref name=IAU_Moon_Discoveries/>
-| способ открытия =
+ |способ открытия               =
-| орбита-ref =
+ |орбита-ref                    =
-| эпоха =
+ |эпоха                         =
+ |апсида                        = иовий
-| перигелий =
+ |периапсида                    = 420 000 км<ref group="к">Перииовий вычисляется по большой полуоси ({{math|''а''}}) и эксцентриситету ({{math|''е''}}): <math>a\cdot (1-e)</math></ref>
-| апсида =
+ |апоапсида                     = 423 400 км<ref group="к">Апоиовий вычисляется по большой полуоси ({{math|''a''}}) и эксцентриситету ({{math|''e''}}): <math>a\cdot (1+e)</math></ref>
-| периапсида = 420&nbsp;000&nbsp;км
+ |большая полуось               =
-| апоапсида =423&nbsp;400&nbsp;км
+ |радиус орбиты                 = 421&nbsp;700&nbsp;км
-| афелий =
+ |эксцентриситет                = 0,0041
-| большая полуось =
+ |сидерический период           = {{nobr|1,769137786 д (1 д 18 ч 28 мин)}}
-| радиус орбиты = 421&nbsp;700&nbsp;км
+ |синодический период           =
-| эксцентриситет = 0,0041
+ |орбитальная скорость          = 17,334 км/с
-| сидерический период = {{nobr|1,769 137 786 д}}
+ |аномалия                      =
-| синодический период =
+ |наклонение                    = 2,21° (к эклиптике)<br>0,05° (к экватору Юпитера)
-| орбитальная скорость = 17,334&nbsp;км/с
+ |угловое перемещение           =
-| аномалия =
+ |долгота восходящего узла      =
-| наклонение = 2,21° (к эклиптике)<br />0,05° (к экватору Юпитера)
+ |долгота периастра             =
-| угловое перемещение =
+ |время периастра               =
-| долгота восходящего узла =
+ |аргумент перицентра           =
-| долгота периастра =
+ |половинная амплитуда          =
-| время периастра =
+ |чей спутник                   = [[Юпитер]]
-| аргумент перицентра =
+ |спутники                      =
-| половинная амплитуда =
+ |физические характеристики-ref =
-| чей спутник = Юпитера
+ |размеры                       = 3 660,0 × 3 637,4 × 3 630,6 км<ref name=Thomas1998/>
-| спутники =
+ |приплюснутость                =
-| физические характеристики-ref =
+ |экваториальный радиус         =
-| размеры = 3&nbsp;660,0 × 3&nbsp;637,4 × 3&nbsp;630,6&nbsp;км<ref name=Thomas1998/>
+ |полярный радиус               =
-| приплюснутость =
+ |средний радиус                = 1 821,3 км (0,286 земного)<ref name=Thomas1998/>
-| экваториальный радиус =
+ |окружность большого круга     =
-| полярный радиус =
+ |площадь поверхности           = {{nobr|41 910 000 км<sup>2</sup>}}<ref group="к">Площадь поверхности рассчитана по формуле <math>4\pi r^2</math></ref>
-| средний радиус = 1&nbsp;821,3 км (0,286 земного)<ref name=Thomas1998/>
+ |объём                         = 2,53{{e|10}} км<sup>3</sup><ref group="к">Объём рассчитан по формуле <math>4\pi r^3/3</math></ref>
-| окружность большого круга =
+ |масса                         = 8,9319{{e|22}} кг
-| площадь поверхности = {{nobr|41 910 000 км<sup>2</sup>}}
-| объём = 2,53{{e|10}}&nbsp;км<sup>3</sup>
+ |плотность                     = 3,528 г/см<sup>3</sup>
+ |ускорение свободного падения  = 1,796 м/с<sup>2</sup> (0,183 [[Перегрузка (техника)|{{math|''g''}}]])<ref group="к">Ускорение свободного падения вычисляется по массе ({{math|''m''}}), [[Гравитационная постоянная|гравитационной постоянной]] ({{math|''G''}}) и радиусу ({{math|''r''}}) таким образом: <math>Gm/r^2</math></ref>
-| масса = 8,9319{{e|22}}&nbsp;кг
+ |первая космическая скорость   = 1,809 км/с
-| плотность = 3,528&nbsp;г/см<sup>3</sup>
+ |вторая космическая скорость   = 2,558 км/с<ref group="к">Вторая космическая скорость вычисляется по массе ({{math|''m''}}), [[Гравитационная постоянная|гравитационной постоянной]] ({{math|''G''}}) и радиусу ({{math|''r''}}) таким образом: <math>\textstyle\sqrt{\frac{2Gm}{r}}</math></ref>
-| ускорение свободного падения = 1,796&nbsp;м/с<sup>2</sup> (0,183 ''[[Перегрузка (техника)|''g'']]'')
+ |скорость вращения             = 271 км/ч
-| первая космическая скорость = 1,809&nbsp;км/с
+ |период вращения               = [[Синхронный спутник|синхронизирован]] (повёрнут к Юпитеру одной стороной)
-| вторая космическая скорость = 2,558&nbsp;км/с
+ |наклон оси                    = неизвестен
-| скорость вращения = 271&nbsp;км/ч
+ |прямое восхождение            =
-| период вращения = [[Синхронный спутник|синхронизирован]] (повёрнут к Юпитеру одной стороной)
+ |склонение                     =
-| наклон оси = неизвестен
+ |полярная небесная широта      =
-| прямое восхождение =
+ |полярная небесная долгота     =
-| склонение =
+ |альбедо                       = 0,63 ± 0,02<ref name=jplfact>{{cite web|last=Yeomans|first=Donald K.|date=2006-07-13|title=Planetary Satellite Physical Parameters|publisher=JPL Solar System Dynamics|url=https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par|access-date=2007-11-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20100527091333/http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par|archive-date=2010-05-27}}</ref>
-| полярная небесная широта =
+ |спектральный класс            =
-| полярная небесная долгота =
+ |видимая звёздная величина     = 5,02 ([[Противостояние планеты|противостояние]])<ref name="magnitude">{{cite web|title=Classic Satellites of the Solar System|url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|publisher=Observatorio ARVAL|access-date=2007-09-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20110920010842/http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|archive-date=2011-09-20}}</ref>
-| альбедо = 0,63 ± 0,02<ref name=jplfact>{{cite web|last=Yeomans|first=Donald K.|date=July 13, 2006|title=Planetary Satellite Physical Parameters|publisher=JPL Solar System Dynamics|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par|accessdate=2007-11-05|archiveurl=http://www.webcitation.org/5msK7adC4|archivedate=2010-01-18}}</ref>
+ |абсолютная звёздная величина  =
-| спектральный класс =
+ |угловой диаметр               =
-| видимая звёздная величина = 5,02 ([[Противостояние планеты|противостояние]])<ref name="magnitude">{{cite web|title=Classic Satellites of the Solar System|url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|publisher=Observatorio ARVAL|accessdate=2007-09-28|archiveurl=http://www.webcitation.org/61Cvx6xRx|archivedate=2011-08-25}}</ref>
+ |температура на поверхности    =
-| абсолютная звёздная величина =
+ |температура 1 имя             = поверхностная
-| угловой диаметр =
-| температура на поверхности =
+ |температура 1 минимум         = 90 [[Кельвин|K]]
-| температура 1 имя = поверхностная
+ |температура 1 средняя         = 110 K
+ |температура 1 максимум        = 130 K<ref name=Rathbun2004>{{статья|заглавие=Mapping of Io's thermal radiation by the Galileo photopolarimeter-radiometer (PPR) instrument|том=169|номер=1|страницы=127—139|doi=10.1016/j.icarus.2003.12.021|bibcode=2004Icar..169..127R|язык=en|тип=journal|автор=Rathbun, J. A.; Spencer, J.R.; Tamppari, L.K.; Martin, T.Z.; Barnard, L.; Travis, L.D.|год=2004|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}
-| температура 1 минимум = 90&nbsp;[[Кельвин|K]]
-| температура 1 средняя =110&nbsp;[[Кельвин|K]]
-| температура 1 максимум =130&nbsp;K<ref name=Rathbun2004>{{cite journal |last=Rathbun |first=J. A. |last2=Spencer |year=2004 |first2=J.R. |last3=Tamppari |first3=L.K. |last4=Martin |first4=T.Z. |last5=Barnard |first5=L. |last6=Travis |first6=L.D. |title=Mapping of Io's thermal radiation by the Galileo photopolarimeter-radiometer (PPR) instrument |journal=Icarus |volume=169 |issue=1 |pages=127–139 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2003.12.021 |bibcode=2004Icar..169..127R}}
 </ref>
-| температура 2 имя =
+ |температура 2 имя             =
-| температура 2 минимум =
+ |температура 2 минимум         =
-| температура 2 средняя =
+ |температура 2 средняя         =
-| температура 2 максимум =
+ |температура 2 максимум        =
-| атмосфера-ref =
+ |атмосфера-ref                 =
-| атмосферное давление = следовое
+ |атмосферное давление          = следовое
-| шкала высоты =
+ |шкала высоты                  =
-| состав атмосферы = 90 %&nbsp;[[диоксид серы]]
+ |состав атмосферы              = 90 % [[диоксид серы]]
 }}
+'''И́ó'''{{ref+|Ударение на первый слог — согласно [[Большая российская энциклопедия|Большой российской энциклопедии]]<ref>{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/3271166|автор=[[Ксанфомалити, Леонид Васильевич|Ксанфомалити Л. В.]]|архив=https://web.archive.org/web/20180206190325/https://bigenc.ru/physics/text/3271166|архив дата=2018-02-06}}</ref>; в некоторых других источниках указывается ударение на второй слог<ref>{{Книга|автор=Агеенко Ф.Л.|заглавие=Собственные имена в русском языке: словарь ударений|место=М.|издательство=НЦ ЭНАС|год=2001|страницы=|страниц=376|isbn=|isbn2=}}</ref><ref>{{cite web|url=http://orfo.ruslang.ru/search/word|title=Орфографический академический ресурс АКАДЕМОС|author=|website=Институт русского языка им. В. В. Виноградова РАН|date=|publisher=|access-date=2018-02-15|archive-date=2021-02-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20210215141252/http://orfo.ruslang.ru/search/word|url-status=live}}</ref>.|group="к"}} ({{lang-grc|Ἰώ}}) — [[спутники Юпитера|спутник]] [[Юпитер (планета)|Юпитера]], самый близкий к планете из четырёх [[галилеевы спутники|галилеевых спутников]].
-{{другие значения|Ио (значения)}}
-'''Ио́''' ({{lang-grc|Ἰώ}}) — [[спутники Юпитера|спутник]] [[Юпитер (планета)|Юпитера]], самый близкий к планете из четырёх [[галилеевы спутники|галилеевых спутников]]. Имеет диаметр 3&nbsp;642&nbsp;километра, что делает её четвёртым по величине спутником в [[Солнечная система|Солнечной системе]]. Назван в честь мифологической [[Ио]] — жрицы [[Гера (мифология)|Геры]] и возлюбленной [[Зевс]]а.
+Назван в честь мифологической [[Ио]] — жрицы [[Гера (мифология)|Геры]] и возлюбленной [[Зевс]]а.
+Имеет диаметр 3642 км, что делает его четвёртым по величине спутником в [[Солнечная система|Солнечной системе]].
-На Ио находится более 400&nbsp;действующих [[вулкан]]ов, благодаря которым этот спутник является наиболее геологически активным во всей Солнечной системе<ref name="book">{{cite book|title=Encyclopedia of the Solar System|chapter=Io: The Volcanic Moon|author=Rosaly MC Lopes|publisher=Academic Press |year=2006|editor=Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson|pages=419–431 |isbn=978-0-12-088589-3}}</ref><ref name="Lopes2004">{{cite journal |title=Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys |journal=Icarus |last=Lopes |first=R. M. C. |coauthors=''et al.'' |pages=140–174 |volume=169 |issue= 1|year=2004 |doi=10.1016/j.icarus.2003.11.013 |bibcode=2004Icar..169..140L}}</ref>. Эта чрезвычайная активность обусловлена периодическим нагревом недр спутника в результате трения, которое происходит, скорее всего, из-за [[Приливные взаимодействия|приливных гравитационных воздействий]] со стороны [[Юпитер (планета)|Юпитера]], [[Европа (спутник)|Европы]] и [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]]. У некоторых вулканов выбросы серы и диоксида серы настолько сильны, что поднимаются на высоту 500&nbsp;километров. На поверхности Ио можно заметить более 100&nbsp;гор, которые выросли благодаря сжатию в основании силикатной коры спутника. Некоторые из этих пиков выше горы [[Эверест]] на Земле<ref name="Schenk2001">{{cite journal |last=Schenk |first=P. |coauthors=''et al.'' |year=2001 |title=The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from ''Voyager'' and ''Galileo'' |journal=Journal of Geophysical Research |volume=106 |issue=E12 |pages=33201–33222 |doi=10.1029/2000JE001408 |bibcode=2001JGR...10633201S}}</ref>. В отличие от большинства спутников во внешней части Солнечной системы (которые в основном состоят из водяного льда), Ио в основном состоит из силикатных пород, окружающих расплавленное ядро из железа или сернистого железа. На большей части поверхности Ио простираются обширные равнины, покрытые замороженной серой или диоксидом серы.
+Этот спутник — самое геологически активное тело Солнечной системы, на нём более 400 действующих [[вулкан]]ов<ref name="book">{{книга |заглавие=Encyclopedia of the Solar System |часть=Io: The Volcanic Moon |издательство=[[Academic Press]] |год=2006 |страницы=419—431 |isbn=978-0-12-088589-3 |автор=[[Лопес, Розали|Rosaly MC Lopes]] |ответственный=Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson }}</ref><ref name="Lopes2004">{{статья|заглавие=Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys|страницы=140—174|том=169|номер=1|doi=10.1016/j.icarus.2003.11.013|bibcode=2004Icar..169..140L|язык=en|тип=journal|автор=Lopes, R. M. C.; et al.|год=2004|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Такая активность обусловлена периодическим нагревом недр спутника в результате трения, которое происходит из-за [[Приливные взаимодействия|приливных гравитационных воздействий]] со стороны [[Юпитер (планета)|Юпитера]], [[Европа (спутник)|Европы]] и [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]]. У некоторых вулканов выбросы серы и диоксида серы настолько сильны, что поднимаются на высоту 500 километров. На поверхности Ио можно заметить более ста гор, которые выросли благодаря сжатию в основании [[Силикаты (минералы)|силикатной]] коры спутника. Некоторые из этих пиков выше [[Джомолунгма|Джомолунгмы]]<ref name="Schenk2001">{{статья|заглавие=The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from ''Voyager'' and ''Galileo''|том=106|номер=E12|страницы=33201—33222|doi=10.1029/2000JE001408|bibcode=2001JGR...10633201S|язык=en|тип=journal|автор=Schenk, P.; et al.|год=2001|издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}}}}</ref> — например, гора [[Южная Боосавла]] превышает её вдвое. В отличие от большинства спутников во внешней части Солнечной системы (которые в основном [[Ледяные спутники|состоят из водяного льда]]), Ио в основном состоит из силикатных пород, окружающих расплавленное ядро из железа или сернистого железа. Бо́льшую часть поверхности Ио занимают равнины, покрытые серой или замёрзшим диоксидом серы.
-Вулканизм придаёт поверхности Ио уникальные особенности. Вулканический пепел и потоки лавы постоянно изменяют поверхность и окрашивают её в различные оттенки жёлтого, белого, красного, чёрного и зелёного (во многом благодаря [[Аллотропия|аллотропам]] и соединениям серы). Потоки лавы на Ио достигают длины 500&nbsp;километров. Вулканические выбросы создают тонкую неоднородную атмосферу Ио и потоки плазмы в магнитосфере Юпитера, в том числе огромный плазменный тор вокруг него.
+Вулканизм придаёт поверхности Ио уникальные особенности. Вулканический пепел и потоки лавы постоянно изменяют поверхность и окрашивают её в различные оттенки жёлтого, белого, красного, чёрного и зелёного (во многом благодаря [[Аллотропия|аллотропам]] и соединениям серы). Потоки лавы на Ио [[Масуби (вулкан)|достигают]] длины 500 километров. Вулканические выбросы создают тонкую неоднородную атмосферу Ио и потоки плазмы в магнитосфере Юпитера, в том числе огромный плазменный тор вокруг него.
-Ио сыграла значительную роль в развитии астрономии 17—18&nbsp;веков. Её, вместе с другими галилеевыми спутниками, открыл [[Галилео Галилей]] в 1610&nbsp;году. Это открытие способствовало принятию [[Гелиоцентрическая система мира|модели Солнечной системы Коперника]], разработке [[Законы Кеплера|законов движения планет]] [[Кеплер, Иоганн|Кеплера]] и первому измерению [[Скорость света|скорости света]]. Ио наблюдали только как яркую точку вплоть до конца 19-го — начала 20-го века, когда стало возможным рассмотреть самые большие детали её поверхности — тёмно-красный полярный и светлый экваториальный районы. В 1979&nbsp;году два космических корабля «Вояджер» представили Ио миру как геологически активный спутник с многочисленными вулканами, большими горами и сравнительно молодой поверхностью без каких-либо заметных ударных кратеров. Космический аппарат «Галилео» выполнил несколько близких пролётов в 1990-х и в начале 2000-х&nbsp;годов, получив данные о внутренней структуре и составе поверхности Ио. Эти космические корабли также обнаружили связь между спутником и магнитосферой Юпитера и радиационный пояс вдоль орбиты Ио. Ио получает около {{s|3600 [[Бэр (единица измерения)|бэр]]}} ({{s|36 [[Зиверт (единица измерения)|Зв]]}}) радиации в день<ref name="Ringwald_2000" />.
+Ио сыграла значительную роль в развитии астрономии XVII—XVIII веков. Её, вместе с другими галилеевыми спутниками, открыл [[Галилео Галилей]] в 1610 году. Это открытие способствовало принятию [[Гелиоцентрическая система мира|модели Солнечной системы Коперника]], разработке [[Законы Кеплера|законов движения планет]] [[Кеплер, Иоганн|Кеплера]] и первому измерению [[Скорость света|скорости света]]. Ио наблюдали только как яркую точку вплоть до конца XIX — начала XX века, когда стало возможным рассмотреть самые большие детали её поверхности — тёмно-красный полярный и светлый экваториальный районы. В 1979 году два космических корабля «[[Вояджер]]» представили Ио миру как активный спутник с многочисленными вулканами, большими горами и геологически молодой поверхностью без заметных ударных кратеров. [[Галилео (космический аппарат)|Космический аппарат «Галилео»]] выполнил несколько близких пролётов в 1990-х и в начале 2000-х годов, получив данные о внутренней структуре и составе поверхности Ио. Эти космические корабли также обнаружили связь между спутником и магнитосферой Юпитера и радиационный пояс вдоль орбиты Ио. Человек на поверхности Ио получал бы поглощённую дозу радиации около 3600 рад (36 [[Грей (единица измерения)|Гр]]) в день<ref name="Ringwald_2000" />.
-В дальнейшем Ио наблюдали космический аппарат «[[Кассини-Гюйгенс]]» в 2000&nbsp;году и космическая межпланетная станция «[[Новые горизонты]]» в 2007&nbsp;году, а также, благодаря развитию технологий, наземные телескопы и космический телескоп «Хаббл».
+В дальнейшем Ио наблюдали космический аппарат «[[Кассини-Гюйгенс]]» в 2000 году и космическая межпланетная станция «[[Новые горизонты]]» в 2007 году, а также, благодаря развитию технологий, наземные телескопы и космический телескоп «Хаббл».
 == Номенклатура ==
+[[Файл:Paris Bordone - Giove e Io - Kunstmuseum, Göteborg.jpg|200px|мини|«[[Юпитер (мифология)|Юпитер]] и [[Ио]]». Картина [[Бордоне, Парис|Париса Бордоне]] (1550-е годы)]]
-[[Файл:Correggio-io and jupiter.jpg|thumb|upright|left|[[Ио]], возлюбленная [[Зевс]]а]]
 {{See also|Список областей Ио|Список вулканов Ио|Список гор Ио}}
-Хотя [[Марий, Симон|Симон Марий]] не был признан первооткрывателем галилеевых спутников, для них были приняты данные им названия. В 1614&nbsp;году вышла его публикация ''[[Марий, Симон|Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici]]'', в которой он предложил названия для ближайших спутников Юпитера, включая «Меркурий Юпитерианский» или первая из «Юпитерианских планет»<ref name="Marius">{{cite book |last=Marius |first=S. |authorlink=Марий, Симон |year=1614 |title=Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici |trans_title=The World of Jupiter discovered in the year 1609 by Means of a Belgian spy-glass |url=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1916Obs....39..367./0000367.000.html }}</ref>. Он поддержал предложение [[Кеплер, Иоганн|Иоганна Кеплера]], сделанное в 1613&nbsp;году, — называть спутники этой планеты в честь возлюбленных [[Зевс]]а или его [[Юпитер (мифология)|римского эквивалента]]. Крупнейшую из внутренних лун — Ио — он назвал в честь [[Ио]] из греческой мифологии<ref name="Marius" /><ref name="Marius2">{{cite journal |last=Marius |first=S. |authorlink=Марий, Симон |year=1614 |title=Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici |url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html}} (где он [http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html приписывает предложение] Кеплеру)</ref>. Потом названия, предложенные Марием, были забыты и вышли из употребления вплоть до середины 20-го&nbsp;столетия. В более ранней литературе Ио именуется по планетарной принадлежности с добавлением римской цифры, например: «'''{{nowrap|Юпитер I}}'''», или просто «первая луна Юпитера».
+Хотя [[Марий, Симон|Симон Марий]] не был признан первооткрывателем галилеевых спутников, для них были приняты данные им названия. В 1614 году вышла его публикация ''[[Марий, Симон|Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici]]'', в которой он предложил названия для ближайших спутников Юпитера, включая «Меркурий Юпитерианский» или первую из «Юпитерианских планет»<ref name="Marius">{{книга |год=1614 |заглавие=Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici |ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1916Obs....39..367./0000367.000.html |автор=[[Марий, Симон|Marius, S.]] |archivedate=2016-03-04 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160304083434/http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1916Obs....39..367./0000367.000.html }}</ref>. Он поддержал предложение [[Кеплер, Иоганн|Иоганна Кеплера]], сделанное в 1613 году, — называть спутники этой планеты в честь возлюбленных [[Зевс]]а или его [[Юпитер (мифология)|римского эквивалента]]. Крупнейшую из внутренних лун — Ио — он назвал в честь [[Ио]] из греческой мифологии<ref name="Marius" /><ref name="Marius2">{{статья|заглавие=Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici|ссылка=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html|автор={{Нп3|Marius, S.|Marius, S.||Марий, Симон}}|год=1614|archivedate=2019-09-29|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190929023619/http://galileo.rice.edu/sci/marius.html}} (где он {{cite web |url = http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html |title = приписывает предложение  |archive-url = https://web.archive.org/web/20120211140650/http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html |archive-date = 2012-02-11 }} Кеплеру)</ref>. Потом названия, предложенные Марием, были забыты и вышли из употребления вплоть до середины XX века. В более ранней литературе Ио именуется по планетной принадлежности с добавлением римской цифры, например, «{{nowrap|Юпитер I}}», или просто «первая луна Юпитера».
-Детали рельефа Ио [[Планетная номенклатура|именуются]] в честь персонажей и местностей из мифа об Ио, в честь божеств огня, вулканов, Солнца и грозы из различных мифов, а также в честь персонажей и мест из ''[[Божественная комедия|Ада]]'' [[Данте Алигьери|Данте]], подходящих для поверхности вулканической природы.<ref name="NameCategories">{{cite web|last=Blue|first=Jennifer|date=October 16, 2006|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append6.html|title=Categories for Naming Features on Planets and Satellites|publisher=USGS|accessdate=2007-06-14|archiveurl=http://www.webcitation.org/61CvxYaVi|archivedate=2011-08-25}}</ref> С тех пор как поверхность Ио была достаточно подробно изучена «Вояджером-1», названия получили 225&nbsp;вулканов, гор, плато и областей с высоким альбедо. Наименованные детали рельефа относятся к таким типам: ''пате́ра'' ({{lang-la|patera}}) — вулканический кратер неправильной формы, ''поток'' (''[[флуктус]]''{{Нет АИ|27|3|2013}}, ''fluctus'') — лавовый поток, ''долина'' (''vallis'') — лавовый канал, ''эруптивный центр'' — местность, где заметны первые признаки извержения, ''гора'' (''mons''), ''[[столовая гора]]'' (''mensa''), ''[[Купол (планетная геология)|купол]]'' (''tholus''), ''плато'' (''planum''), ''область'' (''regio'')<ref name="NameCategories" />. Примерами поименованных структур могут служить столовая гора Пана, [[патеры Тваштара]] и область Колхида<ref name="Featurenames">{{cite web|last=Blue|first=Jennifer|date=June 14, 2007|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureTypes2.jsp?system=Jupiter&body=Io&systemID=5&bodyID=7&sort=AName&show=Fname&show=Lat&show=Long&show=Diam&show=Stat&show=Orig|title=Io Nomenclature Table of Contents|publisher=USGS|accessdate=2007-06-14|archiveurl=http://www.webcitation.org/61Cw008TO|archivedate=2011-08-25}}</ref>.
+Детали рельефа Ио [[Планетная номенклатура|именуются]] в честь персонажей и местностей из мифа об Ио, в честь божеств огня, вулканов, Солнца и грозы из различных мифов, а также в честь персонажей и мест из ''[[Божественная комедия|Ада]]'' [[Данте Алигьери|Данте]], подходящих для поверхности вулканической природы<ref name="NameCategories">{{cite web|last=Blue|first=Jennifer|date=2006-10-16|url=https://planetarynames.wr.usgs.gov/append6.html|title=Categories for Naming Features on Planets and Satellites|publisher=USGS|access-date=2007-06-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20100527091236/http://planetarynames.wr.usgs.gov/append6.html|archive-date=2010-05-27}}</ref>. С тех пор как поверхность Ио была достаточно подробно изучена «Вояджером-1», названия получили 225 вулканов, гор, плато и областей с высоким альбедо. Наименованные детали рельефа относятся к таким типам: ''пате́ра'' ({{lang-la|patera}}) — вулканический кратер неправильной формы, ''[[поток (планетная номенклатура)|поток]]'' (''fluctus'') — лавовый поток, ''долина'' (''vallis'') — лавовый канал, ''эруптивный центр'' — местность, где заметны первые признаки извержения, ''гора'' (''mons''), ''[[столовая гора]]'' (''mensa''), ''[[Купол (планетная номенклатура)|купол]]'' (''tholus''), ''плато'' (''planum''), ''область'' (''regio'')<ref name="NameCategories" />. Примерами поименованных структур могут служить столовая гора Пана, [[патеры Тваштара]] и область Колхида<ref name="Featurenames">{{cite web|last=Blue|first=Jennifer|url=https://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/IO/target|title=Io Nomenclature Table of Contents|publisher=USGS|access-date=2015-03-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20110903184844/http://planetarynames.wr.usgs.gov:80/Page/IO/target|archive-date=2011-09-03}}</ref>.
 == Наблюдения ==
 [[Файл:Galileo.arp.300pix.jpg|thumb|upright|left|[[Галилей, Галилео|Галилео Галилей]], первооткрыватель Ио]]
+[[Файл:Io, Earth & Moon size comparison.jpg|left|thumb|Сравнение размеров [[Земля|Земли]], [[Луна|Луны]] и Ио]]
-Первое наблюдение Ио было сделано [[Галилей, Галилео|Галилео Галилеем]] 7 января 1610 года. Он смог увидеть её при помощи сконструированного им в [[Падуанский университет|Падуанском университете]] [[Рефрактор (телескоп)|рефрактора]] с 20-кратным увеличением. Однако при первом наблюдении он не смог отделить Ио от другого спутника Юпитера — [[Европа (спутник)|Европы]] — и отметил их как один объект. Но уже на следующий день — 8&nbsp;января 1610&nbsp;года — он увидел их раздельно (эта дата и признана [[Международный астрономический союз|МАС]] датой открытия Ио)<ref name="IAU_Moon_Discoveries" />. Открытие Ио и других [[Галилеевы спутники|галилеевых спутников]] Галилео опубликовал в работе ''Sidereus Nuncius'' в марте 1610&nbsp;года<ref name="IobookChap2">{{cite book |last=Cruikshank |first=D. P. |coauthors= and Nelson, R. M. |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=5–33 |chapter=A history of the exploration of Io }}</ref>. [[Марий, Симон|Симон Марий]] в своей работе ''Mundus Jovialis'', опубликованной в 1614&nbsp;году, утверждал, что наблюдал Ио и другие спутники Юпитера ещё в 1609&nbsp;году, за одну неделю до открытия их Галилео. Галилео выразил сомнения в подлинности этих утверждений и отклонил заявление Мария как плагиат. Но первое зарегистрированное наблюдение Мария датировано 29&nbsp;декабря 1609&nbsp;года по [[Юлианский календарь|юлианскому календарю]], что соответствует 8&nbsp;января 1610&nbsp;года по [[Григорианский календарь|григорианскому календарю]], которым пользовался Галилео<ref name="GaliloProjectMarius">{{cite web|last=Van Helden|first=Albert|url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html|date=14|month=January|year=2004|title=The Galileo Project / Science / Simon Marius|publisher=Rice University|accessdate=2010-01-07|archiveurl=http://www.webcitation.org/61Cw2wYz7|archivedate=2011-08-25}}</ref>. Поскольку Галилео первым опубликовал работу, ему и приписывают открытие<ref name="JPLDiscovery">{{cite web|last=Baalke|first=Ron|url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/ganymede/discovery.html|title=Discovery of the Galilean Satellites|publisher=Jet Propulsion Laboratory|accessdate=2010-01-07|archiveurl=http://www.webcitation.org/61Cw3Se9O|archivedate=2011-08-25}}</ref>.
+Первое наблюдение Ио было сделано [[Галилей, Галилео|Галилео Галилеем]] 7 января 1610 года. Он смог увидеть её при помощи сконструированного им в [[Падуанский университет|Падуанском университете]] [[Рефрактор (телескоп)|рефрактора]] с 20-кратным увеличением. Однако при первом наблюдении он не смог отделить Ио от другого спутника Юпитера — [[Европа (спутник)|Европы]] — и отметил их как один объект. Но уже на следующий день — 8 января 1610 года — он увидел их раздельно (эта дата и признана [[Международный астрономический союз|МАС]] датой открытия Ио)<ref name="IAU_Moon_Discoveries" />. Открытие Ио и других [[Галилеевы спутники|галилеевых спутников]] Галилео опубликовал в работе ''Sidereus Nuncius'' в марте 1610 года<ref name="IobookChap2">{{книга |заглавие=Io after Galileo |ссылка=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |год=2007 |издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer-Praxis]] |isbn=3-540-34681-3 |страницы=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/5 5]—33 |часть=A history of the exploration of Io |автор=Cruikshank, D. P.; and Nelson, R. M. |ответственный=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. }}</ref>. [[Марий, Симон|Симон Марий]] в своей работе ''Mundus Jovialis'', опубликованной в 1614 году, утверждал, что наблюдал Ио и другие спутники Юпитера ещё в 1609 году, за одну неделю до открытия их Галилеем. Тот выразил сомнения в подлинности этих утверждений и отклонил заявление Мария как плагиат. Но первое зарегистрированное наблюдение Мария датировано 29 декабря 1609 года по [[Юлианский календарь|юлианскому календарю]], что соответствует 8 января 1610 года по [[Григорианский календарь|григорианскому календарю]], которым пользовался Галилей<ref name="GaliloProjectMarius">{{cite web|last=Van Helden|first=Albert|url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html|date=2004-01-14|title=The Galileo Project / Science / Simon Marius|publisher=Rice University|access-date=2010-01-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20190703044329/http://galileo.rice.edu/sci/marius.html|archive-date=2019-07-03}}</ref>. Поскольку Галилео первым опубликовал работу, ему и приписывают открытие<ref name="JPLDiscovery">{{cite web|last=Baalke|first=Ron|url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/ganymede/discovery.html|title=Discovery of the Galilean Satellites|publisher=Jet Propulsion Laboratory|access-date=2010-01-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20100904020351/http://www2.jpl.nasa.gov:80/galileo/ganymede/discovery.html|archive-date=2010-09-04}}</ref>.
-В течение двух последующих веков на Ио не могли различить никаких деталей: она наблюдалась только как точка света 5&nbsp;величины. В XVII&nbsp;веке Ио и другие галилеевы спутники использовались в различных целях: с их помощью моряки определяли [[Долгота|долготу]]<ref>{{cite web
+В течение двух последующих веков на Ио не могли различить никаких деталей: она наблюдалась только как точка света [[звёздная величина|5-й величины]]. В XVII веке Ио и другие галилеевы спутники использовались в различных целях: с их помощью моряки определяли [[Долгота|долготу]]<ref>{{cite web
- |author      =O'Connor, J. J.; Robertson, E. F.
+ |author      = O'Connor, J. J.; Robertson, E. F.
- |month       =February
+ |date        = 1997-02
+ |url         = http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Longitude1.html
- |year        =1997
+ |title       = Longitude and the Académie Royale
- |url         =http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Longitude1.html
+ |publisher   = University of St. Andrews
- |title       =Longitude and the Académie Royale
+ |access-date  = 2007-06-14
- |publisher   =University of St. Andrews
+ |archive-url  = https://web.archive.org/web/20190602172803/http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Longitude1.html
- |accessdate  =2007-06-14
+ |archive-date = 2019-06-02
- |archiveurl  =http://www.webcitation.org/61Cw4Df9M
- |archivedate =2011-08-25
 }}</ref>, проверялся [[Законы Кеплера#Третий закон Кеплера (гармонический закон)|третий закон Кеплера о движениях планет]], а также определялось время, за которое [[Скорость света|свет пройдёт расстояние]] между Юпитером и Землёй<ref name="IobookChap2" />. На основе [[Эфемерида|эфемерид]], полученных астрономами, такими как [[Кассини, Джованни Доменико|Джованни Кассини]], [[Лаплас, Пьер-Симон|Пьер-Симон Лаплас]] создал математическую теорию, объясняющую орбитальные резонансы Ио, Европы и Ганимеда<ref name="IobookChap2" />. Эти резонансы, как обнаружилось позднее, оказали огромное влияние на геологию этих трёх спутников.
-В конце XIX&nbsp;и начале XX&nbsp;веков улучшилась технология создания телескопов и появились телескопы с лучшим [[Разрешение (оптика)|разрешением]]. Это позволило астрономам увидеть крупномасштабные детали на поверхности Ио. В 1890-х&nbsp;годах [[Барнард, Эдвард Эмерсон|Эдвард Барнард]] был первым астрономом, который увидел различия яркости между экваториальной и полярной областями Ио и правильно предположил, что они возникают из-за различия цвета и [[альбедо]] этих областей, а не по причине того, что Ио имеет овальную форму (как это было предложено астрономом [[Пикеринг, Уильям Генри|Уильямом Пикерингом]]) или из-за того, что экваториальная и полярная области являются двумя отдельными объектами (как это было изначально предложено Барнардом)<ref name="Barnard1894">{{cite journal |last=Barnard |first=E. E. |authorlink=Барнард, Эдвард Эмерсон |year=1894 |title=On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=54 |issue=3 |pages=134–136 |bibcode=1894MNRAS..54..134B }}
+В конце XIX и начале XX веков улучшилась технология создания телескопов и появились телескопы с лучшим [[Разрешение (оптика)|разрешением]]. Это позволило астрономам увидеть крупномасштабные детали на поверхности Ио. В 1890-х годах [[Барнард, Эдвард Эмерсон|Эдвард Барнард]] был первым астрономом, который увидел различия яркости между экваториальной и полярной областями Ио и правильно предположил, что они возникают из-за различия цвета и [[альбедо]] этих областей, а не по причине того, что Ио имеет овальную форму (как это было предложено астрономом [[Пикеринг, Уильям Генри|Уильямом Пикерингом]]) или из-за того, что экваториальная и полярная области являются двумя отдельными объектами (как это было изначально предложено Барнардом)<ref name="Barnard1894">{{статья|заглавие=On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter|том=54|номер=3|страницы=134—136|bibcode=1894MNRAS..54..134B|язык=en|тип=journal|автор={{Нп3|Barnard, E. E.|Barnard, E. E.||Барнард, Эдвард Эмерсон}}|год=1894|издательство=[[Oxford University Press]]|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}
+</ref><ref name="Dobbins">{{статья|заглавие=The Story of Jupiter's Egg Moons|ссылка=https://archive.org/details/sim_sky-and-telescope_2004-01_107_1/page/114|том=107|номер=1|страницы=114—120|автор=Dobbins, T.; and Sheehan, W.|год=2004|язык=en|издание=[[Sky & Telescope]]}}
-</ref><ref name="Dobbins">{{cite journal |last=Dobbins |first=T. |authorlink= |coauthors=and Sheehan, W. |year=2004 |title=The Story of Jupiter's Egg Moons |journal=Sky & Telescope |volume=107 |issue=1 |pages=114–120 }}
-</ref><ref name="Barnard1891">{{cite journal |last=Barnard |first=E. E. |authorlink=Барнард, Эдвард Эмерсон |year=1891 |title=Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=51 |issue=9 |pages=543–556 |bibcode=1891MNRAS..51..543B }}
+</ref><ref name="Barnard1891">{{статья|заглавие=Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory|том=51|номер=9|страницы=543—556|bibcode=1891MNRAS..51..543B|язык=en|тип=journal|автор={{Нп3|Barnard, E. E.|Barnard, E. E.||Барнард, Эдвард Эмерсон}}|год=1891|издательство=[[Oxford University Press]]|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}
-</ref>. Более поздние телескопические наблюдения за поверхностью Ио подтвердили различие между красновато-коричневой полярной и жёлто-белой экваториальной областью<ref name="Minton1973">{{cite journal |last=Minton |first=R. B. |year=1973 |title=The Red Polar Caps of Io |journal=Communications of the Lunar and Planetary Laboratory |volume=10 |pages=35–39 |bibcode=1973CoLPL..10...35M }}
+</ref>. Более поздние телескопические наблюдения за поверхностью Ио подтвердили различие между красновато-коричневой полярной и жёлто-белой экваториальной областью<ref name="Minton1973">{{статья|заглавие=The Red Polar Caps of Io|том=10|страницы=35—39|bibcode=1973CoLPL..10...35M|автор=Minton, R. B.|год=1973|язык=en|издательство={{Нп3|University of Arizona Press}}|издание={{Нп3|Communications of the Lunar and Planetary Laboratory}}}}
 </ref>.
-Телескопические наблюдения Ио в середине XX&nbsp;века стали наводить на мысль о её чрезвычайной геологической активности. Спектрографические наблюдения показали, что, вероятно, поверхность Ио лишена водяного льда (на других галилеевых спутниках он был найден в изобилии)<ref name="Lee1972">{{cite journal |last=Lee |first=T. |year=1972 |title=Spectral Albedos of the Galilean Satellites |journal=Communications of the Lunar and Planetary Laboratory |volume=9 |issue=3 |pages=179–180 |bibcode=1972CoLPL...9..179L}}</ref>. Те же наблюдения указывают на то, что на поверхности спутника преобладают соли [[Натрий|натрия]] и [[сера]]<ref name="Fanale1974">{{cite journal |title=Io: A Surface Evaporite Deposit? |journal=[[Science (journal)|Science]] |last=Fanale |first=F. P. |coauthors=''et al.'' |pages=922–925 |volume=186 |issue=4167 |year=1974 |doi=10.1126/science.186.4167.922 |pmid=17730914 |bibcode=1974Sci...186..922F}}</ref>. Радиотелескопические наблюдения Ио показали её влияние на [[Магнитосфера Юпитера|магнитосферу Юпитера]], о чём свидетельствуют всплески на [[Декаметровые волны|декаметровых волнах]], происходящие с периодом, равным [[Орбитальный период|орбитальному периоду]] спутника<ref name="Bigg1964">{{cite journal |last=Bigg |first=E. K. |year=1964 |title=Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission |journal=Nature |volume=203 |issue=4949 |pages=1008–1010 |url= |doi=10.1038/2031008a0 |bibcode = 1964Natur.203.1008B }}
+Телескопические наблюдения Ио в середине XX века стали наводить на мысль о её чрезвычайной геологической активности. Спектрографические наблюдения показали, что, вероятно, поверхность Ио лишена водяного льда (на других галилеевых спутниках он был найден в изобилии)<ref name="Lee1972">{{статья|заглавие=Spectral Albedos of the Galilean Satellites|том=9|номер=3|страницы=179—180|bibcode=1972CoLPL...9..179L|автор=Lee, T.|год=1972|язык=en|издательство={{Нп3|University of Arizona Press}}|издание={{Нп3|Communications of the Lunar and Planetary Laboratory}}}}</ref>. Те же наблюдения указывают на то, что на поверхности спутника преобладают соли [[Натрий|натрия]] и [[сера]]<ref name="Fanale1974">{{статья|заглавие=Io: A Surface Evaporite Deposit?|издание=[[Science]]|страницы=922—925|том=186|номер=4167|doi=10.1126/science.186.4167.922|pmid=17730914|bibcode=1974Sci...186..922F|автор=Fanale, F. P.; et al.|год=1974|язык=en|nodot=1}}</ref>. Радиотелескопические наблюдения Ио показали её влияние на [[Магнитосфера Юпитера|магнитосферу Юпитера]], о чём свидетельствуют всплески на [[Декаметровые волны|декаметровых волнах]], происходящие с периодом, равным [[Орбитальный период|орбитальному периоду]] спутника<ref name="Bigg1964">{{статья|заглавие=Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission|издание=Nature|том=203|номер=4949|страницы=1008—1010|doi=10.1038/2031008a0|bibcode=1964Natur.203.1008B|язык=en|тип=journal|автор=Bigg, E. K.|год=1964}}
+</ref>.
+Важным для науки было покрытие Ио звезды [[Бета Скорпиона]]{{sfn|Силкин|1982|с=54}} 14 мая 1971 года в 2:00 [[UTC]]<ref>{{статья|заглавие=The Occultation of Beta Scorpii by Jupiter and Io. II. Io|том=77|страницы=60—65|bibcode=1972AJ.....77...60B|язык=en|тип=journal|автор=Bartholdi, P.; Owen, F.|год=1972|издание=[[The Astronomical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]}}
+</ref>, чрезвычайно редкое для такой яркой звезды событие. Оно позволило в 1972 году получить очень хорошую оценку среднего радиуса Ио: 1818±5 км<ref>{{статья|заглавие=Io's Triaxial Figure|том=17|номер=1|страницы=209—215|doi=10.1016/0019-1035(72)90057-7|bibcode=1972Icar...17..209O|автор=O'Leary, Brian; Van Flandern, Thomas C.|год=1972|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}
 </ref>.
 === «Пионер» ===
-Первыми космическими аппаратами, которые сблизились с Ио, были аппараты-близнецы «[[Пионер-10]]» и «[[Пионер-11]]», пролетавшие возле неё 3&nbsp;декабря 1973&nbsp;года и 2&nbsp;декабря 1974&nbsp;года соответственно<ref name="PioneerChap5">{{cite web|url=http://history.nasa.gov/SP-349/ch5.htm|title=First into the Outer Solar System|accessdate=2007-06-05|last=Fimmel|first=R. O.|coauthors=et al.|year=1977|month=|work=Pioneer Odyssey|publisher=NASA|pages=|language=|archiveurl=http://www.webcitation.org/61Cw4mwfm|archivedate=2011-08-25|quote=}}</ref>. Радиослежение за ними позволило уточнить массу Ио. Эти данные, вместе с данными о её размерах, показали, что Ио имеет самую большую среди галилеевых спутников плотность и состоит из силикатных пород, а не водяного льда<ref name="Anderson1974">{{cite journal | last=Anderson |first=J. D. |coauthors=''et al.'' |title=Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer&nbsp;10 |journal=Science |volume=183 |issue= 4122|pages=322–323 |year=1974 |url= |doi =10.1126/science.183.4122.322 | pmid=17821098 |bibcode = 1974Sci...183..322A}}</ref>. При помощи «Пионеров» удалось также заметить тонкий слой атмосферы Ио и интенсивный радиационный пояс возле её орбиты. Камера на борту «Пионера-11» дала хорошее изображение северной полярной области Ио<ref name="Pioneer11image">{{cite web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/io/pioio.html|title=''Pioneer&nbsp;11'' Images of Io|work=Galileo Home Page|accessdate=2007-04-21|archiveurl=http://www.webcitation.org/61Cw5W70D|archivedate=2011-08-25}}</ref>. Детальные снимки должен был сделать и «Пионер-10», но эти наблюдения не удались из-за неправильной работы аппаратуры при высокой радиации<ref name="PioneerChap5" />.
+Первыми космическими аппаратами, которые сблизились с Ио, были аппараты-близнецы «[[Пионер-10]]» и «[[Пионер-11]]», пролетавшие возле неё 3 декабря 1973 года и 2 декабря 1974 года соответственно<ref name="PioneerChap5">{{cite web|url=https://history.nasa.gov/SP-349/ch5.htm|url-status=live|title=First into the Outer Solar System|access-date=2007-06-05|last=Fimmel|first=R. O.|coauthors=et al.|date=1977|website = Pioneer Odyssey|publisher=NASA|pages=|lang = |archive-url=https://web.archive.org/web/20190714121940/https://history.nasa.gov/SP-349/ch5.htm |archive-date=2019-07-14|quote=}}</ref>. Радиослежение за ними позволило уточнить массу Ио. Эти данные, вместе с данными о её размерах, показали, что Ио имеет самую большую среди галилеевых спутников плотность и состоит из силикатных пород, а не водяного льда<ref name="Anderson1974">{{статья|заглавие=Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer&nbsp;10|издание=Science|том=183|номер=4122|страницы=322—323|doi=10.1126/science.183.4122.322|pmid=17821098|bibcode=1974Sci...183..322A|язык=en|тип=journal|автор=Anderson, J. D.; et al.|год=1974}}</ref>. При помощи «Пионеров» удалось также заметить тонкий слой атмосферы Ио и интенсивный радиационный пояс возле её орбиты. Камера на борту «Пионера-11» дала хорошее изображение северной полярной области Ио<ref name="Pioneer11image">{{cite web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/io/pioio.html|title=''Pioneer&nbsp;11'' Images of Io|website = Galileo Home Page|access-date=2007-04-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20100713114518/http://www2.jpl.nasa.gov:80/galileo/io/pioio.html|archive-date=2010-07-13}}</ref>. Детальные снимки должен был сделать и «Пионер-10», но эти наблюдения не удались из-за неправильной работы аппаратуры при высокой радиации<ref name="PioneerChap5" />.
 === «Вояджер» ===
-[[Файл:Loki Patera Color Voyager.jpg|thumb|Мозаика поверхности Ио, составленная из снимков, сделанных космическим аппаратом «[[Вояджер-1]]»]]
+[[Файл:Loki Patera Color Voyager.jpg|thumb|Мозаика поверхности Ио, составленная из снимков, сделанных космическим аппаратом «[[Вояджер-1]]». Внизу — [[патера Локи]], далее на северо-запад — [[патера Аматерасу]] и [[патера Дажбога]]. ]]
-Пролёты зондов-близнецов «Вояджер-1» и «Вояджер-2» мимо Ио в 1979&nbsp;году, благодаря их более совершенной системе съёмки, дали гораздо более детальные изображения спутника. «Вояджер-1» пролетал мимо спутника 5&nbsp;марта 1979&nbsp;года на расстоянии 20&nbsp;600&nbsp;километров<ref name="VoyagerDesc">{{cite web
+Пролёты зондов-близнецов «Вояджер-1» и «Вояджер-2» мимо Ио в 1979 году, благодаря их более совершенной системе съёмки, дали гораздо более детальные изображения спутника. «Вояджер-1» пролетал мимо спутника 5 марта 1979 года на расстоянии {{nobr|20 600 километров}}<ref name="VoyagerDesc">{{cite web
  |url         = http://pds-rings.seti.org/voyager/mission/
  |title       = Voyager Mission Description
  |date        = 1997-02-19
- |work        = The Planetary Rings Node — Planetary Data System ([[НАСА]])
+ |website = The Planetary Rings Node — Planetary Data System ([[НАСА]])
  |publisher   = [[Институт SETI]]
- |accessdate  = 2014-04-19
+ |access-date  = 2014-04-19
  |lang        = en
+ |archive-url  = https://web.archive.org/web/20111002061632/http://pds-rings.seti.org/voyager/mission/
- |archiveurl  = http://www.webcitation.org/61Cw69Glf
- |archivedate = 2011-08-25
+ |archive-date = 2011-10-02
-}}</ref>. Изображения, снятые во время этого пролёта, показали странный разноцветный пейзаж, лишённый [[Ударный кратер|ударных кратеров]]<ref name="Smith1979">{{cite journal |title=The Jupiter system through the eyes of Voyager 1 |journal=Science |last=Smith |first=B. A. |coauthors=''et al.'' |pages=951–972 |volume=204 |issue= 4396|year=1979 |doi=10.1126/science.204.4396.951 |pmid=17800430 |bibcode=1979Sci...204..951S}}</ref>. На снимках с высоким [[Разрешение (оптика)|разрешением]] видна относительно молодая поверхность, испещрённая ямами странной формы, горами выше Эвереста и веществом, напоминающим потоки лавы.
+}}</ref>. Изображения, снятые во время этого пролёта, показали странный разноцветный пейзаж, лишённый [[Ударный кратер|ударных кратеров]]<ref name="Smith1979">{{статья|заглавие=The Jupiter system through the eyes of Voyager 1|издание=Science|страницы=951—972|том=204|номер=4396|doi=10.1126/science.204.4396.951|pmid=17800430|bibcode=1979Sci...204..951S|автор=Smith, B. A.; et al.|год=1979|язык=en}}</ref>. На снимках с высоким [[Разрешение (оптика)|разрешением]] видна относительно молодая поверхность, испещрённая ямами странной формы, горами выше Джомолунгмы и веществом, напоминающим потоки лавы.
-Вскоре после пролёта «Вояджера-2» инженер навигации «Вояджера» Линда Морабито заметила шлейф, исходящий от поверхности на одном из изображений<ref name="Morabito1979">{{cite journal | last=Morabito |first=L. A. |coauthors=''et al.'' |title=Discovery of currently active extraterrestrial volcanism |journal=Science |volume=204 |issue= 4396|page=972 |year=1979 |url= |doi=10.1126/science.204.4396.972 | pmid=17800432 |bibcode = 1979Sci...204..972M}}</ref>. При анализе снимков с «Вояджера-1» было замечено девять таких шлейфов, что доказывает наличие вулканической активности на Ио<ref name="Strom1979">{{cite journal |title=Volcanic eruption plumes on Io |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |last=Strom |first=R. G. |coauthors=''et al.'' |pages=733–736 |volume=280 |issue= 5725|year=1979 |doi=10.1038/280733a0|bibcode = 1979Natur.280..733S }}</ref>. Она была предсказана в работе Стэна Дж. Пила, Патрика Кассена и Р. Т. Рейнольдса незадолго до получения снимков с «Вояджера-1». Авторы вычислили, что недра Ио должны испытывать существенное периодическое нагревание, вызванное орбитальным резонансом Ио с Ганимедом и Европой<ref name="Peale1979a">{{cite journal |title=Melting of Io by Tidal Dissipation |journal=Science |last=Peale |first=S. J. |coauthors=''et al.'' |pages=892–894 |volume=203 |issue= 4383|year=1979 |doi=10.1126/science.203.4383.892 |pmid=17771724|bibcode = 1979Sci...203..892P}}</ref>. Данные, полученные от «Вояджера-1», показали, что на поверхности Ио преобладает сера и замороженный [[Оксид серы(IV)|оксид серы]]. Они преобладают и в тонком слое атмосферы Ио и торе плазмы, сосредоточенной на его орбите (что также следует из наблюдений «Вояджера»)<ref name="Soderblom1980">{{cite journal | last=Soderblom |first=L. A. |coauthors=''et al.'' |title=Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results |journal=Geophys. Res. Lett. |volume=7 |issue= 11|pages=963–966 |year=1980 |url= |doi=10.1029/GL007i011p00963 |bibcode=1980GeoRL...7..963S}}</ref><ref name="Pearl1979">{{cite journal | last=Pearl |first=J. C. |coauthors=''et al.'' |title=Identification of gaseous SO<sub>2</sup> and new upper limits for other gases on Io |journal=Nature |volume=288 |issue= 5725|pages=757-758 |year=1979 |url= |doi=10.1038/280755a0 |bibcode = 1979Natur.280..755P}}</ref><ref name="Broadfoot1979">{{cite journal | last=Broadfoot |first=A. L. |coauthors=''et al.'' |title=Extreme ultraviolet observations from ''Voyager 1'' encounter with Jupiter |journal=Science |volume=204 |issue= 4396|pages=979–982 |year=1979 |url= |doi=10.1126/science.204.4396.979 | pmid=17800434 |bibcode = 1979Sci...204..979B}}</ref>.
+Вскоре после пролёта «Вояджера-2» инженер навигации «Вояджера» [[Морабито, Линда|Линда Морабито]] заметила шлейф, исходящий от поверхности на одном из изображений<ref name="Morabito1979">{{статья|заглавие=Discovery of currently active extraterrestrial volcanism|издание=Science|том=204|номер=4396|страницы=972|doi=10.1126/science.204.4396.972|pmid=17800432|bibcode=1979Sci...204..972M|язык=en|тип=journal|автор=Morabito, L. A.; et al.|год=1979}}</ref>. При анализе снимков с «Вояджера-1» было замечено девять таких шлейфов, что доказывает наличие вулканической активности на Ио<ref name="Strom1979">{{статья|заглавие=Volcanic eruption plumes on Io|издание=[[Nature]]|страницы=733—736|том=280|номер=5725|doi=10.1038/280733a0|bibcode=1979Natur.280..733S|автор=Strom, R. G.; et al.|год=1979|язык=en}}</ref>. Она была предсказана в работе Стэна Дж. Пила, Патрика Кассена и Р. Т. Рейнольдса незадолго до получения снимков с «Вояджера-1». Авторы вычислили, что недра Ио должны испытывать существенное периодическое нагревание, вызванное орбитальным резонансом Ио с Ганимедом и Европой<ref name="Peale1979a">{{статья|заглавие=Melting of Io by Tidal Dissipation|издание=Science|страницы=892—894|том=203|номер=4383|doi=10.1126/science.203.4383.892|pmid=17771724|bibcode=1979Sci...203..892P|автор=Peale, S. J.; et al.|год=1979|язык=en}}</ref>. Данные, полученные от «Вояджера-1», показали, что на поверхности Ио преобладает сера и замороженный [[Оксид серы(IV)|оксид серы]]. Они преобладают и в тонком слое атмосферы Ио и торе плазмы, сосредоточенной на его орбите (что также следует из наблюдений «Вояджера»)<ref name="Soderblom1980">{{статья|заглавие=Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results|издание=Geophys. Res. Lett.|том=7|номер=11|страницы=963—966|doi=10.1029/GL007i011p00963|bibcode=1980GeoRL...7..963S|язык=en|тип=journal|автор=Soderblom, L. A.; et al.|год=1980}}</ref><ref name="Pearl1979">{{статья|заглавие=Identification of gaseous SO<sub>2</sub> and new upper limits for other gases on Io|издание=Nature|том=288|номер=5725|страницы=757—758|doi=10.1038/280755a0|bibcode=1979Natur.280..755P|язык=en|тип=journal|автор=Pearl, J. C.; et al.|год=1979}}</ref><ref name="Broadfoot1979">{{статья|заглавие=Extreme ultraviolet observations from ''Voyager 1'' encounter with Jupiter|издание=Science|том=204|номер=4396|страницы=979—982|doi=10.1126/science.204.4396.979|pmid=17800434|bibcode=1979Sci...204..979B|язык=en|тип=journal|автор=Broadfoot, A. L.; et al.|год=1979}}</ref>.
-«[[Вояджер-2]]» прошёл от Ио на расстоянии 1&nbsp;130&nbsp;000&nbsp;километров 9&nbsp;июля 1979&nbsp;года. И хотя этот космический аппарат не приближался к спутнику так, как «[[Вояджер-1]]», при сравнении их снимков удалось обнаружить несколько поверхностных изменений, произошедших за четыре месяца между пролётами. Кроме того, наблюдения за Ио после отдаления «Вояджера-2» от системы Юпитера показали, что семь из девяти шлейфов, наблюдавшихся в марте, проявляли активность и в июле 1979&nbsp;года и только [[Пеле (вулкан)|вулкан Пеле]] выглядел пассивно<ref name="Strom1982">{{cite book |last=Strom |first=R. G. | coauthors=Schneider, N. M. |editor=Morrison, D. |title=Satellites of Jupiter |year=1982 |publisher=University of Arizona Press |isbn=0-8165-0762-7 |pages=598–633 |chapter=Volcanic eruptions on Io}}</ref>.
+«[[Вояджер-2]]» прошёл от Ио на расстоянии {{nobr|1 130 000 километров}} 9 июля 1979 года. Хотя этот космический аппарат не приближался к спутнику так, как «[[Вояджер-1]]», при сравнении их снимков удалось обнаружить несколько поверхностных изменений, произошедших за четыре месяца между пролётами. Кроме того, наблюдения за Ио после отдаления «Вояджера-2» от системы Юпитера показали, что семь из девяти шлейфов, наблюдавшихся в марте, проявляли активность и в июле 1979 года и только [[Пеле (вулкан)|вулкан Пеле]] выглядел пассивно<ref name="Strom1982">{{книга |заглавие=Satellites of Jupiter |ссылка=https://archive.org/details/satellitesofjupi0000unse |год=1982 |издательство={{Нп3|University of Arizona Press}} |isbn=0-8165-0762-7 |страницы=[https://archive.org/details/satellitesofjupi0000unse/page/598 598]—633 |часть=Volcanic eruptions on Io |автор=Strom, R. G.; Schneider, N. M. |ответственный=Morrison, D. }}</ref>.
 === «Галилео» ===
 [[Файл:PIA01667-Io's Pele Hemisphere After Pillan Changes.jpg|thumb|Снимок «Галилео», на котором видно большое тёмное пятно, очерченное красным кольцом, произведённое сильным извержением патеры Пиллана в 1997 году]]
-Космический аппарат «[[Галилео (КА)|Галилео]]» достиг Юпитера в 1995 году (через шесть лет после старта с Земли). Его целью было продолжение и уточнение исследований «Вояджеров» и наземных наблюдений прошлых лет. Местоположение Ио в пределах одного из самых интенсивных радиационных поясов Юпитера исключило возможность длительных близких исследований, но «Галилео» довольно близко пролетел рядом с Ио прежде, чем войти на орбиту, нужную для выполнения своей основной задачи — подробного изучения системы Юпитера. И хотя во время этого пролёта, произошедшего 7 декабря 1995 года, не было сделано ни единого снимка, он принёс значительные результаты: открытие у Ио железного ядра, подобного ядру каменистых планет Солнечной системы<ref name="Anderson1996">{{cite journal | last=Anderson |first=J. D. |coauthors=''et al.'' |title=Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io |journal=Science |volume=272 |issue= 5262|pages=709–712 |year=1996 |url= |doi=10.1126/science.272.5262.709 | pmid=8662566 |bibcode = 1996Sci...272..709A }}</ref>.
+Космический аппарат «[[Галилео (КА)|Галилео]]» достиг Юпитера в 1995 году (через шесть лет после старта с Земли). Его целью было продолжение и уточнение исследований «Вояджеров» и наземных наблюдений прошлых лет. Местоположение Ио в пределах одного из самых интенсивных радиационных поясов Юпитера исключило возможность длительных близких исследований, но «Галилео» пролетел довольно близко к Ио перед выходом на орбиту, нужную для выполнения своей основной задачи — подробного изучения системы Юпитера. Хотя во время этого пролёта, произошедшего 7 декабря 1995 года, не было сделано ни единого снимка, он принёс значительные результаты: было открыто железное ядро Ио, подобное ядру каменных планет Солнечной системы<ref name="Anderson1996">{{статья|заглавие=Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io|издание=Science|том=272|номер=5262|страницы=709—712|doi=10.1126/science.272.5262.709|pmid=8662566|bibcode=1996Sci...272..709A|язык=en|тип=journal|автор=Anderson, J. D.; et al.|год=1996}}</ref>.
-Несмотря на нехватку снимков крупным планом и механические неисправности, которые очень ограничили объём полученных данных, «Галилео» в ходе основной миссии сделал несколько существенных открытий. Он был свидетелем крупного извержения патеры Пиллана и смог подтвердить, что выбросы вулканов состоят из силикатной магмы, богатой магнием и имеющей основный и ультраосновный состав<ref name="Mcewen1998b">{{cite journal |title=High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io |journal=Science |last=McEwen |first=A. S. |coauthors=''et al.'' |pages=87–90 |volume=281 |issue= 5373|year=1998 |doi=10.1126/science.281.5373.87 |pmid=9651251|bibcode = 1998Sci...281...87M}}</ref>. Съёмка Ио велась практически на каждом обороте «Галилео» в ходе его основной миссии. Это позволило увидеть много действующих вулканов (благодаря тепловому излучению магмы и вулканическим шлейфам), многочисленные горы с разнообразной морфологией и некоторые изменения поверхности в промежутке между наблюдениями «Вояджеров» и «Галилео», а также в промежутке между оборотами «Галилео»<ref name="IobookChap3">{{cite book |last=Perry |first=J.; et al. |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=35–59 |chapter=A Summary of the Galileo mission and its observations of Io}}</ref>. Из 35 витков «[[Галилео (КА)|Галилео]]» вокруг [[Юпитер (планета)|Юпитера]] 7 были спроектированы с целью изучения Ио (максимальное сближение — 102 км, произошло 17 января 2002 года).
+Несмотря на нехватку снимков крупным планом и механические неисправности, которые очень ограничили объём полученных данных, «Галилео» в ходе основной миссии сделал несколько существенных открытий. Он был свидетелем крупного извержения патеры Пиллана и смог подтвердить, что выбросы вулканов состоят из силикатной магмы, богатой магнием и имеющей основной и [[Ультраосновные магматические горные породы|ультраосновной состав]]<ref name="Mcewen1998b">{{статья|заглавие=High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io|издание=Science|страницы=87—90|том=281|номер=5373|doi=10.1126/science.281.5373.87|pmid=9651251|bibcode=1998Sci...281...87M|язык=en|тип=journal|автор=McEwen, A. S.; et al.|год=1998}}</ref>. Съёмка Ио велась практически на каждом обороте «Галилео» в ходе его основной миссии. Это позволило увидеть много действующих вулканов (благодаря тепловому излучению магмы и вулканическим шлейфам), многочисленные горы с разнообразной морфологией и некоторые изменения поверхности в промежутке между наблюдениями «Вояджеров» и «Галилео», а также в промежутке между оборотами «Галилео»<ref name="IobookChap3">{{книга |заглавие=Io after Galileo |ссылка=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |год=2007 |издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer-Praxis]] |isbn=3-540-34681-3 |страницы=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/n35 35]—59 |часть=A Summary of the Galileo mission and its observations of Io |автор=Perry, J.; et al. |ответственный=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. }}</ref>. Из 35 витков «[[Галилео (КА)|Галилео]]» вокруг [[Юпитер (планета)|Юпитера]] 7 были спроектированы с целью изучения Ио (максимальное сближение — 102 км, произошло 17 января 2002 года).
-Миссия Галилео была дважды продлена — в 1997 и 2000 годах. Во время этих продолжений миссии космический аппарат пролетел мимо Ио три раза в конце 1999 и начале 2000 года и три раза в конце 2001 и начале 2002 года. Наблюдения во время этих пролётов показали геологические процессы, происходящие в вулканах и горах Ио, исключили присутствие магнитного поля и продемонстрировали масштабы вулканической деятельности<ref name="IobookChap3" />. В декабре 2000 года космический корабль «[[Кассини-Гюйгенс|Кассини]]» прошел недалеко от системы Юпитера по пути к [[Сатурн (планета)|Сатурну]] и делал наблюдения совместно с «Галилео». Тогда был обнаружен новый шлейф на [[патеры Тваштара|патерах Тваштара]] и лучше понято сияние Ио<ref name="Porco2003">{{cite journal | last=Porco |first=C. C. |authorlink=Carolyn Porco |coauthors=''et al.'' |title=Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings |journal=Science |volume=299 |issue= 5612|pages=1541–1547 |year=2003 |url= |doi=10.1126/science.1079462 | pmid=12624258 |bibcode = 2003Sci...299.1541P}}</ref>.
+Миссия Галилео была дважды продлена — в 1997 и 2000 годах. Во время этих продолжений миссии космический аппарат пролетел мимо Ио три раза в конце 1999 и начале 2000 года и три раза в конце 2001 и начале 2002 года. Наблюдения во время этих пролётов показали геологические процессы, происходящие в вулканах и горах Ио, исключили присутствие магнитного поля и продемонстрировали масштабы вулканической деятельности<ref name="IobookChap3" />. В декабре 2000 года космический корабль «[[Кассини-Гюйгенс|Кассини]]» прошёл недалеко от системы Юпитера по пути к [[Сатурн (планета)|Сатурну]] и делал наблюдения совместно с «Галилео». Тогда был обнаружен новый шлейф на [[патеры Тваштара|патерах Тваштара]] и лучше понято сияние Ио<ref name="Porco2003">{{статья|заглавие=Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings|издание=Science|том=299|номер=5612|страницы=1541—1547|doi=10.1126/science.1079462|pmid=12624258|bibcode=2003Sci...299.1541P|язык=en|тип=journal|автор={{Нп3|Porco, C. C.|Porco, C. C.||Carolyn Porco}}; et al.|год=2003}}</ref>.
-Кроме того, «[[Кассини (КА)|Кассини]]» получил новые данные о плазменном торе, формируемом Ио, с помощью своего чувствительного [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетового]] [[спектрометр]]а. Тор состоит из ионизованных атомов и молекул серы с примесью других веществ. Меридиональное сечение тора имеет форму эллипса со сравнимыми осями<ref>{{cite web|url=http://galspace.spb.ru/news/index.php?newsid=1160256603|title=Почему у планет земной группы нет колец?|last=Холшевников|first=Константин Владиславович|publisher=Соросовский журнал|accessdate=2010-12-29|archiveurl=http://www.webcitation.org/619PgSAwB|archivedate=2011-08-23}}</ref>.
+Кроме того, «[[Кассини (КА)|Кассини]]» получил новые данные о плазменном торе, формируемом Ио, с помощью своего чувствительного [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетового]] [[спектрометр]]а. Тор состоит из ионизованных атомов и молекул серы с примесью других веществ. Меридиональное сечение тора имеет форму эллипса со сравнимыми осями<ref>{{cite web|url=http://galspace.spb.ru/news/index.php?newsid=1160256603|title=Почему у планет земной группы нет колец?|last=Холшевников|first=Константин Владиславович|publisher=Соросовский журнал|access-date=2010-12-29|archive-date=2011-08-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20110830060747/http://galspace.spb.ru/news/index.php?newsid=1160256603|url-status=live}}</ref>.
 === Последующие наблюдения ===
 [[Файл:Iosurface.jpg|thumb|300px|Изменения поверхности Ио между изучением её КА «Галилео» и КА «Новые горизонты»]]
+[[Файл:Io_-_PJ57-23_-_Decorrelated_Colors_%2853434045809%29.png|thumb|300px|Изображение Ио в естественных цветах, снятое [[JunoCam]] КА [[Юнона (космический аппарат)|«Юнона»]]]]
-После того, как 21 сентября 2003 года миссия «Галилео» была завершена и аппарат сгорел в атмосфере Юпитера, наблюдения за Ио велись только посредством наземных и космических телескопов. В частности, можно выделить снимки, сделанные с помощью [[Адаптивная оптика|адаптивной оптики]] в [[Обсерватория Кека|обсерватории Кека]] на [[Гавайи (остров)|Гавайях]] и снимки телескопа Хаббл, позволяющие учёным следить за действующими на Ио вулканами даже без помощи космических аппаратов в системе Юпитера<ref name="Marchis2005">{{cite journal | last=Marchis |first=F. |coauthors=''et al.'' |title=Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm |journal=Icarus |volume=176 |issue= 1|pages=96–122 |year=2005 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2004.12.014 |bibcode=2005Icar..176...96M}}</ref><ref name="SpencerBlog02232007">{{cite web|url=http://planetary.org/blog/article/00000874/|title=Here We Go!|accessdate=2007-06-03|last=Spencer|first=John|coauthors=|date=2007-02-23|year=|month=|work=|publisher=|pages=|language=|archiveurl=http://www.webcitation.org/61Cw6cbOR|archivedate=2011-08-25|quote=}}</ref>.
+После того, как 21 сентября 2003 года миссия «Галилео» была завершена и аппарат сгорел в атмосфере Юпитера, наблюдения за Ио велись только посредством наземных и космических телескопов. В частности, можно выделить снимки, сделанные с помощью [[Адаптивная оптика|адаптивной оптики]] в [[Обсерватория Кека|обсерватории Кека]] на [[Гавайи (остров)|Гавайях]] и снимки телескопа Хаббл, позволяющие учёным следить за действующими на Ио вулканами даже без помощи космических аппаратов в системе Юпитера<ref name="Marchis2005">{{статья|заглавие=Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm|том=176|номер=1|страницы=96—122|doi=10.1016/j.icarus.2004.12.014|bibcode=2005Icar..176...96M|язык=en|тип=journal|автор=Marchis, F.; et al.|год=2005|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref><ref name="SpencerBlog02232007">{{cite web|url=http://planetary.org/blog/article/00000874/|url-status=dead|title=Here We Go!|access-date=2007-06-03|last=Spencer|first=John|coauthors=|date=2007-02-23|website=|publisher=|pages=|lang=|archive-url=https://web.archive.org/web/20080116180317/http://www.planetary.org/blog/article/00000874|archive-date=2008-01-16|quote=}}</ref>.
-Космический корабль «[[Новые горизонты]]» по пути к [[Плутон (планета)|Плутону]] и [[Пояс Койпера|поясу Койпера]] пролетал мимо системы Юпитера, в том числе Ио, 28 февраля 2007 года. Во время пролёта было сделано множество отдалённых наблюдений за Ио. Среди них снимки большого шлейфа на вулкане Тваштара, которые, вместе с наблюдениями за шлейфом вулкана Пеле в 1979 году, дали возможность вести первые детальные наблюдения за вулканическим шлейфом крупнейшего класса на Ио<ref name="Spencer2007">{{cite journal |title=Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano |journal=Science |last=Spencer |first=J. R. |coauthors=''et al.'' |pages=240–243 |volume=318 |issue= 5848|year=2007 |doi=10.1126/science.1147621 |pmid=17932290|bibcode = 2007Sci...318..240S}}</ref>. Космический аппарат «Новые Горизонты» также сумел сделать снимок вулкана вблизи патеры Гирру на ранних стадиях извержения и несколько извержений вулканов, которые произошли со времени завершения миссии «Галилео»<ref name="Spencer2007" />.
+Космический корабль «[[Новые горизонты]]» по пути к [[Плутон (планета)|Плутону]] и [[Пояс Койпера|поясу Койпера]] пролетал мимо системы Юпитера, в том числе Ио, 28 февраля 2007 года. Во время пролёта было сделано множество отдалённых наблюдений за Ио. Среди них снимки большого шлейфа на вулкане Тваштара, которые, вместе с наблюдениями за шлейфом вулкана Пеле в 1979 году, дали возможность вести первые детальные наблюдения за вулканическим шлейфом крупнейшего класса на Ио<ref name="Spencer2007">{{статья|заглавие=Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano|издание=Science|страницы=240—243|том=318|номер=5848|doi=10.1126/science.1147621|pmid=17932290|bibcode=2007Sci...318..240S|язык=en|тип=journal|автор=Spencer, J. R.; et al.|год=2007}}</ref>. Космический аппарат «Новые Горизонты» также сумел сделать снимок вулкана вблизи патеры Гирру на ранних стадиях извержения и несколько извержений вулканов, которые произошли со времени завершения миссии «Галилео»<ref name="Spencer2007" />.
+Аппарат «[[Юнона (КА)|Юнона]]», запущенный 5 августа 2011 года [[НАСА]]<ref name="zapusk">{{cite web|url=http://www.rosbalt.ru/main/2011/08/05/876619.html|title=NASA запустило межпланетную станцию к Юпитеру.|archive-url=https://web.archive.org/web/20110810004557/http://www.rosbalt.ru/main/2011/08/05/876619.html|archive-date=2011-08-10|access-date=2011-08-10|url-status=live}}</ref>, находится на орбите Юпитера. Расширенная миссия до 2025 года предполагает 11 пролётов станции рядом с Ио на расстоянии около 1,5 тыс.км от поверхности спутника. Ученые надеются использовать эти сближения, чтобы определить, существует ли в её недрах единый расплавленный океан из магмы, а также изучить, как приливные силы, которые возникают в результате её взаимодействий с Юпитером и соседними объектами, разогревают и расплавляют недра этого небесного тела.
-В настоящее время для изучения системы Юпитера запланировано две миссии. Аппарат «[[Юнона (КА)|Юнона]]», запущенный 5 августа 2011 года [[НАСА]]<ref name="zapusk">[http://www.rosbalt.ru/main/2011/08/05/876619.html NASA запустило межпланетную станцию к Юпитеру.]</ref>, ограничен в возможностях съёмки, но может обеспечить мониторинг вулканической деятельности Ио своим ближним инфракрасным спектрометром JIRAM. Запланированная дата выхода «Юноны» на нужную орбиту — август 2016 года<ref name="zapusk" />. Совместная ([[NASA]]/[[European Space Agency|ESA]]/[[Роскосмос]]) космическая программа «[[Europa Jupiter System Mission]]», одобренная в феврале 2009 года, намечена на 2020 год. Число аппаратов, которые будут запущены, варьирует от двух до четырёх: «[[Jupiter Europa Orbiter]]» (NASA), «[[Jupiter Ganymede Orbiter]]» (ESA)<ref name="EJSMJSR">{{cite web|url=http://opfm.jpl.nasa.gov/files/EJSM%20Summary%20Report%20Final%20for%20Print_090120_rk.pdf|format=PDF|title=Europa Jupiter System Mission Joint Summary Report|accessdate=2009-01-21|last=Joint Jupiter Science Definition Team|first=|coauthors=NASA/ESA Study Team|date=January 16, 2009|year=|month=|work=|publisher=NASA/ESA|pages=|language=|archiveurl=http://www.webcitation.org/61Cw7DGie|archivedate=2011-08-25|quote=}}</ref>, «[[Jupiter Magnetospheric Orbiter]]» (JAXA) и «[[Jupiter Europa Lander]]» (Роскосмос). Исследование Ио входит в планы только у «Jupiter Europa Orbiter», который сделает четыре пролёта возле Ио в 2025 и 2026 годах до входа на орбиту вокруг [[Европа (спутник)|Европы]]. Вклад ESA в эту миссию всё ещё сталкивается с конкуренцией за финансирование со стороны других его космических проектов<ref>{{cite web|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41177|title=Cosmic Vision 2015–2025 Proposals|date=2007-07-21|publisher=ESA|accessdate=2009-02-20|archiveurl=http://www.webcitation.org/61Cw7wZd4|archivedate=2011-08-25}}</ref>. В дополнение к этим миссиям, которые уже одобрены НАСА, было предложено ещё несколько более специализированных миссий. Одна миссия, названная «Наблюдатель вулканов Ио» («Io Volcano Observer»), должна была бы начаться в 2015 году как миссия класса Discovery и включала бы несколько пролётов мимо Ио, однако сейчас она остаётся в фазе концепции миссии<ref name="McEwenIVO">{{cite conference |title=Io Volcano Observer (IVO) |booktitle=Io Workshop 2008 |location=[[Berkeley, California]] |last=McEwen |first=A. S. |coauthors=the IVO Team |year=2008 |id= |url=http://pirlwww.lpl.arizona.edu/%7Eperry/IVO-Berkeley.pdf|format=PDF}}</ref>.
+Запущенная 14 апреля 2023 года миссия аппарата [[Jupiter Icy Moons Explorer]] (JUICE) не предполагает сближений с Ио, тем не менее, JUICE проведет дистанционные исследования вулканической активности спутника.
+В настоящее время для изучения Ио не запланировано миссий. Ранее планировался запуск аппарата «[[Jupiter Europa Orbiter]]» (JEO), входящего в отменённую совместную ([[NASA]]/[[European Space Agency|ESA]]/[[Роскосмос]]) космическая программа «[[Europa Jupiter System Mission]]». NASA отказались от запуска JEO в пользу миссии «[[Europa Clipper]]», в программу которой не входит изучение Ио. В дополнении к этому, было предложено ещё несколько более специализированных миссий. Одна миссия, названная «Наблюдатель вулканов Ио» («Io Volcano Observer»), должна была бы начаться в 2015 году как миссия класса Discovery и включала бы несколько пролётов мимо Ио, однако сейчас она остаётся в фазе концепции миссии<ref name="McEwenIVO">{{cite conference |title=Io Volcano Observer (IVO) |book-title=Io Workshop 2008 |location=[[Berkeley, California]] |last=McEwen |first=A. S. |coauthors=the IVO Team |year=2008 |id= |url=http://pirlwww.lpl.arizona.edu/%7Eperry/IVO-Berkeley.pdf |format=PDF |access-date=2011-08-10 |archive-date=2009-03-26 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090326074555/http://pirlwww.lpl.arizona.edu/%7Eperry/IVO-Berkeley.pdf |url-status=live }}</ref>.
 == Орбита и вращение ==
 [[Файл:Galilean moon Laplace resonance animation.gif|thumb|365px|right|Анимация, демонстрирующая Лапласов резонанс Ио с [[Европа (спутник)|Европой]] и [[Ганимед (спутник)|Ганимедом]]]]
-Орбита Ио расположена на расстоянии {{nobr|421 700 км}} от центра Юпитера, и в {{nobr|350 000 км}} от верхнего слоя его облаков. Ио — пятый по отдалению от Юпитера его спутник и самый внутренний из галилеевых спутников. Её орбита пролегает между [[Фива (спутник)|Фивой]] и [[Европа (спутник)|Европой]]. Ей требуется 42,5 часа, чтобы совершить полный оборот вокруг Юпитера (достаточно быстро, чтобы её движение было заметно за одну ночь наблюдений). Ио находится в орбитальном резонансе 2:1 с Европой и 4:1 с [[Ганимед (спутник)|Ганимедом]], то есть успевает обернуться вокруг Юпитера 2 раза за время одного оборота Европы и 4 раза за время одного оборота Ганимеда. Такой резонанс поддерживает эксцентриситет орбиты Ио (0,0041), что в свою, далеко не последнюю, очередь служит основной причиной небывалой геоактивности спутника (см. раздел «[[#Приливный разогрев|Приливный разогрев]]» для более детального объяснения).<ref name="Peale1979a" /> Без такого резонанса орбита Ио скруглилась бы из-за [[Приливное ускорение|приливного ускорения]], и она, скорее всего, никогда бы не была таким геологически активным спутником.
+Орбита Ио расположена на расстоянии {{nobr|421 700 км}} от центра Юпитера и в {{nobr|350 000 км}} от верхнего слоя его облаков. Ио — пятый по отдалению от Юпитера [[спутники Юпитера|его спутник]] и самый внутренний из [[галилеевы спутники|галилеевых спутников]]. Её орбита пролегает между [[Фива (спутник)|Фивой]] и [[Европа (спутник)|Европой]]. Ей требуется 42,5 часа, чтобы совершить полный оборот вокруг Юпитера (достаточно быстро, чтобы её движение было заметно за одну ночь наблюдений). Ио находится в орбитальном резонансе 2:1 с Европой и 4:1 с [[Ганимед (спутник)|Ганимедом]], то есть успевает обернуться вокруг Юпитера 2 раза за время одного оборота Европы и 4 раза — за время одного оборота Ганимеда. Такой резонанс поддерживает эксцентриситет орбиты Ио (0,0041), что является основной причиной значительной геоактивности спутника (см. раздел «[[#Приливный разогрев|Приливный разогрев]]» для более детального объяснения)<ref name="Peale1979a" />. Без такого резонанса орбита Ио скруглилась бы из-за [[Приливное ускорение|приливного ускорения]] и, вероятно, спутник не был столь геологически активен.
-Как и другие галилеевы спутники, а также земная Луна, Ио — [[синхронный спутник]]: одно из её полушарий всегда обращено к Юпитеру. На этом основана система определения долгот на Ио. Начальный меридиан проходит через точку, обращённую к Юпитеру. Полушарие, направленное в сторону движения спутника по орбите, называется ведущим, а противоположное — ведомым.<ref name="Lopes2005">{{cite journal |title=Io after ''Galileo'' |journal=[[Reports on Progress in Physics]] |last=Lopes |first=R. M. C. |coauthors=D. A. Williams |pages=303–340 |volume=68 |issue= 2|year=2005 |doi=10.1088/0034-4885/68/2/R02|bibcode = 2005RPPh...68..303L}}</ref>
+Как и другие галилеевы спутники, а также земная Луна, Ио — [[синхронный спутник]]: одно из её полушарий всегда обращено к Юпитеру. На этом основана система определения долгот на Ио. Начальный меридиан проходит через точку, обращённую к Юпитеру. Полушарие, направленное в сторону движения спутника по орбите, называется ведущим, а противоположное — ведомым<ref name="Lopes2005">{{статья|заглавие=Io after ''Galileo''|издание={{Нп3|Reports on Progress in Physics}}|страницы=303—340|том=68|номер=2|doi=10.1088/0034-4885/68/2/R02|bibcode=2005RPPh...68..303L|автор=Lopes, R. M. C.; D. A. Williams|год=2005}}</ref>.
 == Взаимодействие с магнитосферой Юпитера ==
-[[Файл:Jupiter magnetosphere schematic.jpg|thumb|300px|Схема магнитосферы Юпитера и воздействия Ио (около центра изображения): плазменный тор (красное), нейтральное облако (жёлтое), потоковая трубка (зелёное), и линии магнитного поля (голубое)<ref name="SpencerGraphic">{{cite web|url=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/digipics.html|title=John Spencer's Astronomical Visualizations|accessdate=2007-05-25|last=Spencer|first=J.|coauthors=|date=|year=|month=|work=|publisher=|pages=|language=|archiveurl=http://www.webcitation.org/61Cw8PNUC|archivedate=2011-08-25|quote=}}</ref>.]]
+[[Файл:Jupiter magnetosphere schematic.jpg|thumb|300px|Схема магнитосферы Юпитера и воздействия Ио (около центра изображения): плазменный тор (красное), нейтральное облако (жёлтое), потоковая трубка (зелёное) и линии магнитного поля (голубое)<ref name="SpencerGraphic">{{cite web|url=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/digipics.html|title=John Spencer's Astronomical Visualizations|access-date=2007-05-25|last=Spencer|first=J.|coauthors=|date=|website = |publisher=|pages=|lang = |archive-url=https://web.archive.org/web/20110827112816/http://www.boulder.swri.edu:80/~spencer/digipics.html|archive-date=2011-08-27|quote=}}</ref>]]
-Ио играет важную роль в формировании [[Магнитосфера Юпитера|магнитного поля Юпитера]]. Магнитосфера Юпитера вбирает в себя газы и пыль из тонкой атмосферы Ио со скоростью 1 [[тонна]] в секунду<ref name="IobookChap11">{{cite book |last=Schneider |first=N. M. |coauthors=Bagenal, F. |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=265–286 |chapter=Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions}}</ref>. Эта материя в основном состоит из [[ион]]изированной и нейтральной серы, кислорода и хлора; атомарного натрия и калия; молекулярного диоксида серы и серы; а также пыли [[Хлорид натрия|хлорида натрия]]<ref name="IobookChap11" /><ref name="Postberg2006">{{cite journal | last=Postberg |first=F. |coauthors=''et al.'' |title=Composition of jovian dust stream particles |journal=Icarus |volume=183 |issue= 1|pages=122–134 |year=2006 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2006.02.001 |bibcode=2006Icar..183..122P}}</ref>. Они выбрасываются вулканами Ио, попадают в её атмосферу, а далее — в магнитосферу Юпитера и, иногда, в межпланетное пространство. Вся эта материя, в зависимости от её состава и степени ионизации, оказывается в различных нейтральных облаках и радиационных поясах юпитерианской [[магнитосфера|магнитосферы]], а иногда и покидает пределы системы Юпитера.
+Ио играет важную роль в формировании [[Магнитосфера Юпитера|магнитного поля Юпитера]]. Магнитосфера Юпитера вбирает в себя газы и пыль из тонкой атмосферы Ио со скоростью {{nobr|1 [[тонна]]}} в секунду<ref name="IobookChap11">{{книга |заглавие=Io after Galileo |ссылка=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |год=2007 |издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer-Praxis]] |isbn=3-540-34681-3 |страницы=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/265 265]—286 |часть=Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions |автор=Schneider, N. M.; Bagenal, F. |ответственный=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. }}</ref>. Эта материя в основном состоит из [[ион]]изированной и нейтральной серы, кислорода и хлора; атомарного натрия и калия; молекулярного диоксида серы и серы; а также пыли [[Хлорид натрия|хлорида натрия]]<ref name="IobookChap11" /><ref name="Postberg2006">{{статья|заглавие=Composition of jovian dust stream particles|том=183|номер=1|страницы=122—134|doi=10.1016/j.icarus.2006.02.001|bibcode=2006Icar..183..122P|автор=Postberg, F.; et al.|год=2006|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Они выбрасываются вулканами Ио, попадают в её атмосферу, а далее — в магнитосферу Юпитера и иногда в межпланетное пространство. Вся эта материя, в зависимости от её состава и степени ионизации, оказывается в различных нейтральных облаках и радиационных поясах юпитерианской [[магнитосфера|магнитосферы]], а иногда и покидает пределы системы Юпитера.
-Ио окружает атомарное облако из серы, кислорода, натрия и калия. Оно тянется до расстояния от её поверхности, равного примерно шести её радиусам. Эти частицы берутся из верхних слоёв атмосферы спутника. Они возбуждаются из-за столкновений с частицами [[Плазма|плазменного]] [[Тор (поверхность)|тора]] (как будет рассказано ниже) и других процессов в [[Сфера Хилла|сфере Хилла]] Ио, где её сила тяжести преобладает над юпитерианской. Часть всей этой материи покидает атмосферу Ио и выходит на орбиту вокруг Юпитера. В течение 20 часов эти частицы покидают сферу Хилла Ио и формируют бананообразное нейтральное облако, которое может распространятся на расстояние до 6 юпитерианских радиусов от Ио — или внутри орбиты Ио и перед спутником, или вне орбиты Ио и позади спутника<ref name="IobookChap11" />. Столкновения, которые возбуждают частицы, также иногда снабжают электронами ионы натрия в плазменном торе, и образовавшиеся нейтральные атомы вылетают из тора. Однако эти частицы всё ещё сохраняют свою скорость в 70 км/с (тогда как орбитальная скорость Ио — 17 км/с), и формируют струи вещества позади Ио<ref name="Burger1999">{{cite journal | last=Burger |first=M. H. |coauthors=''et al.'' |title=Galileo's close-up view of Io sodium jet |journal=Geophys. Res. Let. |volume=26 |issue=22 |pages=3333–3336 |year=1999 |url= |doi=10.1029/1999GL003654 |bibcode=1999GeoRL..26.3333B}}</ref>.
+Ио окружена атомарным облаком из серы, кислорода, натрия и калия. Оно тянется до расстояния от её поверхности, равного примерно шести её радиусам. Эти частицы приходят из верхних слоёв атмосферы спутника. Они возбуждаются из-за столкновений с частицами [[Плазма|плазменного]] [[Тор (поверхность)|тора]] (как будет рассказано ниже) и других процессов в [[Сфера Хилла|сфере Хилла]] Ио, где её сила тяжести преобладает над юпитерианской. Часть всей этой материи покидает атмосферу и выходит на орбиту вокруг Юпитера. В течение {{nobr|20 часов}} эти частицы покидают сферу Хилла Ио и формируют бананообразное нейтральное облако, которое может распространяться на расстояние до 6 юпитерианских радиусов от Ио — или внутри орбиты Ио и перед спутником, или вне орбиты Ио и позади спутника<ref name="IobookChap11" />. Столкновения, которые возбуждают частицы, также иногда снабжают электронами ионы натрия в плазменном торе, и образовавшиеся нейтральные атомы вылетают из тора. Однако эти частицы всё ещё сохраняют свою скорость в {{nobr|70 км/с}} (тогда как орбитальная скорость Ио — {{nobr|17 км/с}}) и формируют струи вещества позади Ио<ref name="Burger1999">{{статья|заглавие=Galileo's close-up view of Io sodium jet|издание=Geophys. Res. Let.|том=26|номер=22|страницы=3333—3336|doi=10.1029/1999GL003654|bibcode=1999GeoRL..26.3333B|автор=Burger, M. H.; et al.|год=1999}}</ref>.
-Орбита Ио проходит в пределах радиационного пояса, известного как плазменный тор Ио. Это пончикообразное кольцо ионизированной серы, кислорода, натрия и хлора. Плазма в нём образуется из нейтральных атомов «облака», окружающего Ио, которые ионизируются и увлекаются магнитосферой Юпитера<ref name="IobookChap11" />. В отличие от частиц нейтрального облака, эти частицы обращаются вокруг Юпитера совместно с его магнитосферой на скорости 74 км/с. Как и остальная часть магнитосферы Юпитера, плазменный тор наклонён к экватору Юпитера (и к орбитальной плоскости Ио). Это означает, что Ио находится то выше, то ниже ядра тора. Как было отмечено выше, более высокая скорость и энергия этих ионов частично ответственны за утечку нейтральных атомов и молекул из атмосферы Ио и протяжённого нейтрального облака. Тор состоит из трёх частей: внешнего «тёплого» тора, который располагается сразу за орбитой Ио; вертикально-широкого региона, известного как «лента» и состоящего из нейтральной области-источника, а также охлаждённой плазмы, расположенной в районе орбиты Ио; а также внутренней части, «холодного» тора, состоящего из частиц, которые медленно по спирали двигаются к Юпитеру<ref name="IobookChap11" />. После примерно 40-дневного пребывания в «тёплом торе» частицы его покидают. Частично они ответственны за необычайно большую магнитосферу Юпитера<ref name="Krimigis2002">{{cite journal | last=Krimigis |first=S. M. |coauthors=''et al.'' |title=A nebula of gases from Io surrounding Jupiter |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=415 |issue= 6875|pages=994–996 |year=2002 |url= |doi=10.1038/415994a | pmid=11875559 }}</ref>. Частицы с Ио были обнаружены датчиками КА «Новые Горизонты» по вариациям магнитосферной плазмы очень далеко от спутника (в хвосте магнитосферы). Чтобы изучать подобные изменения внутри плазменного тора, исследователи измеряют его ультрафиолетовое излучение. Пока такие перемены не были окончательно увязаны с переменами в вулканической активности Ио (основного источника материи в плазменном торе), считается что их причиной служит нейтральное облако натрия<ref name="Mendillo2004">{{cite journal | last=Medillo |first=M. |coauthors=''et al.'' |title=Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds |journal=Icarus |volume=170 |issue= 2|pages=430–442 |year=2004 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2004.03.009 |bibcode=2004Icar..170..430M}}</ref>.
+Орбита Ио проходит в пределах радиационного пояса, известного как плазменный тор Ио. Это пончикообразное кольцо ионизированной серы, кислорода, натрия и хлора. Плазма в нём образуется из нейтральных атомов «облака», окружающего Ио, которые ионизируются и увлекаются магнитосферой Юпитера<ref name="IobookChap11" />. В отличие от частиц нейтрального облака, эти частицы обращаются вокруг Юпитера совместно с его магнитосферой на скорости {{nobr|74 км/с}}. Как и остальная часть магнитосферы Юпитера, плазменный тор наклонён к экватору Юпитера (и к орбитальной плоскости Ио). Это означает, что Ио находится то выше, то ниже ядра тора. Как было отмечено выше, более высокая скорость и энергия этих ионов частично ответственны за утечку нейтральных атомов и молекул из атмосферы Ио и протяжённого нейтрального облака. Тор состоит из трёх частей: внешнего «тёплого» тора, который располагается сразу за орбитой Ио; вертикально-широкого региона, известного как «лента» и состоящего из нейтральной области-источника, а также охлаждённой плазмы, расположенной в районе орбиты Ио; а также внутренней части, «холодного» тора, состоящего из частиц, которые медленно по спирали двигаются к Юпитеру<ref name="IobookChap11" />. После примерно 40-дневного пребывания в «тёплом торе» частицы его покидают. Частично они ответственны за необычайно большую магнитосферу Юпитера<ref name="Krimigis2002">{{статья|заглавие=A nebula of gases from Io surrounding Jupiter|издание=[[Nature]]|том=415|номер=6875|страницы=994—996|doi=10.1038/415994a|pmid=11875559|автор=Krimigis, S. M.; et al.|год=2002|язык=en}}</ref>. Частицы с Ио были обнаружены датчиками КА «Новые Горизонты» по вариациям магнитосферной плазмы очень далеко от спутника (в хвосте магнитосферы). Чтобы изучать подобные изменения внутри плазменного тора, исследователи измеряют его ультрафиолетовое излучение. Пока такие перемены не были окончательно увязаны с переменами в вулканической активности Ио (основного источника материи в плазменном торе), считается, что их причиной служит нейтральное облако натрия<ref name="Mendillo2004">{{статья|заглавие=Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds|том=170|номер=2|страницы=430—442|doi=10.1016/j.icarus.2004.03.009|bibcode=2004Icar..170..430M|язык=en|тип=journal|автор=Medillo, M.; et al.|год=2004|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>.
-Приближаясь к Юпитеру в 1992 году, КА «[[Улисс (космический аппарат)|Улисс]]» зафиксировал поток пылевидных частиц, направленный из системы Юпитера<ref name="Grun1993">{{cite journal | last=Grün |first=E. |coauthors=''et al.'' |title=Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft |journal=Nature |volume=362 |issue= 6419|pages=428–430 |year=1993 |url= |doi=10.1038/362428a0 |bibcode = 1993Natur.362..428G }}</ref>. Пыль в этих потоках удаляется от Юпитера на скоростях в несколько сот километров в секунду, имеет размер около 10 [[микрометр|μm]], и состоит в основном из хлорида натрия<ref name="Postberg2006" /><ref name="Zook1996">{{cite journal | last=Zook |first=H. A. |coauthors=''et al.'' |title=Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories |journal=Science |volume=274 |issue=5292 |pages=1501–1503 |year=1996 |url= |doi=10.1126/science.274.5292.1501 | pmid=8929405 |bibcode = 1996Sci...274.1501Z}}</ref>. Исследования пыли, проведённые «Галилео», выявили, что пылевые потоки происходят с поверхности Ио, но точный механизм их формирования неизвестен: они могут быть результатом вулканической активности или столкновений с поверхностью Ио<ref name="Grun1996">{{cite journal | last=Grün |first=E. |coauthors=''et al.'' |title=Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter |journal=Science |volume=274 |issue= 5286|pages=399–401 |year=1996 |url= |doi=10.1126/science.274.5286.399 |bibcode = 1996Sci...274..399G}}</ref>.
+Приближаясь к Юпитеру в 1992 году, КА «[[Улисс (космический аппарат)|Улисс]]» зафиксировал поток пылевидных частиц, направленный из системы Юпитера<ref name="Grun1993">{{статья|заглавие=Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft|издание=Nature|том=362|номер=6419|страницы=428—430|doi=10.1038/362428a0|bibcode=1993Natur.362..428G|язык=en|тип=journal|автор=Grün, E.; et al.|год=1993}}</ref>. Пыль в этих потоках удаляется от Юпитера на скоростях в несколько сот километров в секунду, имеет размер около 10 [[микрометр|микрон]] и состоит в основном из хлорида натрия<ref name="Postberg2006" /><ref name="Zook1996">{{статья|заглавие=Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories|издание=Science|том=274|номер=5292|страницы=1501—1503|doi=10.1126/science.274.5292.1501|pmid=8929405|bibcode=1996Sci...274.1501Z|язык=en|тип=journal|автор=Zook, H. A.; et al.|год=1996}}</ref>. Исследования пыли, проведённые «Галилео», выявили, что пылевые потоки происходят с поверхности Ио, но точный механизм их формирования неизвестен: они могут быть результатом вулканической активности или столкновений с поверхностью Ио<ref name="Grun1996">{{статья|заглавие=Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter|издание=Science|том=274|номер=5286|страницы=399—401|doi=10.1126/science.274.5286.399|bibcode=1996Sci...274..399G|язык=en|тип=journal|автор=Grün, E.; et al.|год=1996}}</ref>.
-Линии магнитного поля Юпитера, которые пересекают Ио, соединяют атмосферу Ио и нейтральное облако с верхними слоями полярной атмосферы Юпитера электрическим током, известным как потоковая трубка Ио{{уточнить}}.<ref name="IobookChap11" /> Этот ток служит причиной полярных сияний в юпитерианской атмосфере, которые именуются «следом Ио»{{уточнить}}, а также сияний в атмосфере Ио. Частицы, идущие по этой трубке, делают полярные области Юпитера тёмными в видимом свете. Местоположение Ио и её «следа» в атмосфере Юпитера относительно Земли и Юпитера сильно влияет на интенсивность наблюдаемого радиоизлучения Юпитера: она сильно увеличивается, когда Ио в зоне видимости<ref name="Bigg1964" /><ref name="IobookChap11" />. КА «Юнона», который стартовал к Юпитеру 5 августа 2011 года и прибудет к нему в июле 2016, должен пролить свет на взаимодействие между Ио и магнитосферой Юпитера. Линии юпитерианского магнитного поля, проходящие сквозь ионосферу Ио, генерируют электрические токи, которые создают магнитное поле в недрах Ио. Считается, что индуцированное магнитное поле Ио генерируется в частично расплавленной силикатной магме в 50 километрах под поверхностью спутника<ref name="KerrInducedField">{{cite journal| last=Kerr |first=R. A. |title=Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io |journal=Science |volume=327 |issue=5964 |pages=408–409 |year=2010 |url= |doi=10.1126/science.327.5964.408-b| pmid=20093451}}</ref>. Схожие индуцированные магнитные поля «Галилео» обнаружил и на остальных галилеевых спутниках, где они генерируются предположительно подповерхностными водными океанами.
+Линии магнитного поля Юпитера, которые пересекают Ио, соединяют атмосферу Ио и нейтральное облако с верхними слоями полярной атмосферы Юпитера электрическим током, известным как потоковая трубка Ио<ref name="IobookChap11" />. Этот ток служит причиной полярных сияний в юпитерианской атмосфере, которые именуются «следом Ио», а также сияний в атмосфере Ио. Частицы, идущие по этой трубке, делают полярные области Юпитера тёмными в видимом свете. Местоположение Ио и её «следа» в атмосфере Юпитера относительно Земли и Юпитера сильно влияет на интенсивность наблюдаемого радиоизлучения Юпитера: она сильно увеличивается, когда Ио в зоне видимости<ref name="Bigg1964" /><ref name="IobookChap11" />. [[Юнона (космический аппарат)|КА «Юнона»]], который стартовал к Юпитеру 5 августа 2011 года и прибыл к нему в июле 2016, должен пролить свет на взаимодействие между Ио и магнитосферой Юпитера. Линии юпитерианского магнитного поля, проходящие сквозь ионосферу Ио, генерируют электрические токи, которые создают магнитное поле в недрах Ио. Считается, что индуцированное магнитное поле Ио генерируется в частично расплавленной силикатной магме в 50 километрах под поверхностью спутника<ref name="KerrInducedField">{{статья|заглавие=Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io|издание=Science|том=327|номер=5964|страницы=408—409|doi=10.1126/science.327.5964.408-b|pmid=20093451|автор=Kerr, R. A.|год=2010|язык=en}}</ref>. Схожие индуцированные магнитные поля «Галилео» обнаружил и на остальных галилеевых спутниках, где они генерируются предположительно подповерхностными водными океанами.
 == Структура ==
-Ио не похожа на большинство спутников [[Газовые планеты|газовых планет]] (содержащих много льда) и состоит в основном из силикатов и железа, как и [[планеты земной группы]]. Ио по размеру немногим больше спутника Земли — Луны. Её средний радиус равен приблизительно 1 821,3 километра (на 5 % больше среднего радиуса Луны), а масса составляет 8,9319×10<sup>22</sup> килограмм (примерно на 21 % больше, чем у Луны). Ио имеет форму [[эллипсоид]]а, большая ось которого направлена в сторону Юпитера. Среди [[Галилеевы спутники|галилеевых спутников]] по массе и объёму Ио стоит после [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]] и [[Каллисто (спутник)|Каллисто]], но перед [[Европа (спутник)|Европой]].
+Ио не похожа на большинство спутников [[Газовые планеты|газовых планет]] (содержащих много льда) и состоит в основном из силикатов и железа, как и [[планеты земной группы]]. Ио по размеру немногим больше спутника Земли — Луны. Её средний радиус равен приблизительно {{nobr|1821,3 километра}} (на 5 % больше среднего радиуса Луны), а масса составляет {{nobr|8,9319×10<sup>22</sup> кг}} (примерно на 21 % больше, чем у Луны). Ио имеет форму [[эллипсоид]]а, большая ось которого направлена в сторону Юпитера. Среди [[Галилеевы спутники|галилеевых спутников]] по массе и объёму Ио стоит после [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]] и [[Каллисто (спутник)|Каллисто]], но перед [[Европа (спутник)|Европой]].
 === Внутренняя структура ===
 [[Файл:PIA01129 Interior of Io.jpg|thumb|Модель возможного внутреннего строения Ио с ядром, состоящим из железа или сульфида железа (выделено серым цветом), силикатной корой (выделено коричневым) и частично расплавленной силикатной мантией между ними (выделено оранжевым)]]
-Ио, состоящая в основном из силикатных пород и [[Железо|железа]], ближе по составу к планетам земной группы, чем к другим спутникам во внешней части Солнечной системы (которые состоят главным образом из водяного льда и силикатов). Плотность Ио равна 3,5275 г/см<sup>3</sup>, что больше, чем у других галилеевых спутников (и даже чем у Луны), и это ставит Ио на первое место по плотности среди спутников в [[Солнечная система|Солнечной системе]]<ref name="Schubert2004">{{cite book |last=Schubert |first=J. et al. |editor=F. Bagenal ''et al.'' |title=Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere |year=2004 |publisher=Cambridge University Press |pages=281–306 |isbn=978-0-521-81808-7 |chapter=Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites.}}</ref>. Модели, составленные по измеренным «Вояджерами» и «Галилео» массе, радиусу и коэффициентам [[квадруполь#Гравитационный квадруполь|гравитационного квадруполя]] (числа, описывающие распределение массы в пределах объекта), указывают на то, что Ио расслоена на ядро из железа или сульфида железа и кору с мантией, которые богаты силикатами<ref name="Anderson1996" />. Металлическое ядро составляет приблизительно 20 % от массы Ио<ref name="Anderson2001">{{cite journal | last=Anderson |first=J. D. |coauthors=''et al.'' |title=Io's gravity field and interior structure |journal=J. Geophys. Res. |volume=106 |issue= E12|pages=32963–32969 |year=2001 |url= |doi=10.1029/2000JE001367 |bibcode=2001JGR...10632963A}}</ref>. Радиус ядра зависит от содержания серы: если оно состоит из чистого железа, его радиус лежит в пределах 350—650 км, а если оно состоит из соединений железа и серы — в пределах 550—900 км. [[Магнитометр]] «[[Галилео (КА)|Галилео]]» не обнаружил у Ио собственное магнитное поле, и это указывает на то, что в её железном ядре нет [[Конвекция|конвекции]]<ref name="Kivelson2001">{{cite journal | last=Kivelson |first=M. G. |coauthors=''et al.'' |title=Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000 |journal=J. Geophys. Res. |volume=106 |issue=A11 |pages=26121–26135 |year=2001 |url= |doi=10.1029/2000JA002510 |bibcode=2001JGR...10626121K}}</ref>.
+Ио, состоящая в основном из силикатных пород и [[Железо|железа]], ближе по составу к планетам земной группы, чем к другим спутникам во внешней части Солнечной системы (которые состоят главным образом из водяного льда и силикатов). Средняя плотность Ио равна {{nobr|3,5275 г/см<sup>3</sup>}}, что больше, чем у других галилеевых спутников (и даже чем у Луны), и это ставит Ио на первое место по плотности среди спутников в [[Солнечная система|Солнечной системе]]<ref name="Schubert2004">{{книга |заглавие=Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere |ссылка=https://archive.org/details/isbn_9780521818087/page/281 |год=2004 |издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]] |страницы=281—306 |isbn=978-0-521-81808-7 |часть=Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites. |язык=en |автор=Schubert, J. et al. |ответственный=F. Bagenal et al.}}</ref>. Модели, составленные по измеренным «Вояджерами» и «Галилео» массе, радиусу и коэффициентам [[квадруполь#Гравитационный квадруполь|гравитационного квадруполя]] (числа, описывающие распределение массы в пределах объекта), указывают на то, что Ио расслоена на ядро из железа или сульфида железа и кору с мантией, которые богаты силикатами<ref name="Anderson1996" />. Металлическое ядро составляет приблизительно 20 % массы Ио<ref name="Anderson2001">{{статья|заглавие=Io's gravity field and interior structure |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |том=106 |номер=E12 |страницы=32963—32969 |doi=10.1029/2000JE001367 |bibcode=2001JGR...10632963A |язык=en |автор=Anderson, J. D.; et al. |год=2001}}</ref>. Радиус ядра зависит от содержания серы: если оно состоит из чистого железа, его радиус лежит в пределах {{nobr|350—650 км}}, а если оно состоит из соединений железа и серы — в пределах {{nobr|550—900 км}}. [[Магнитометр]] «[[Галилео (КА)|Галилео]]» не обнаружил у Ио собственного магнитного поля, и это указывает на то, что в её железном ядре нет [[Конвекция|конвекции]]<ref name="Kivelson2001">{{статья|заглавие=Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000 |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |том=106 |номер=A11 |страницы=26121—26135 |doi=10.1029/2000JA002510 |bibcode=2001JGR...10626121K |язык=en |автор=Kivelson, M. G.; et al. |год=2001}}</ref>.
-Моделирование внутреннего состава Ио указывает на то, что её мантия состоит по крайней мере на 75 % из богатого магнием минерала [[форстерит]]а, и её состав подобен составу метеоритов L-[[хондрит]]ов и LL-хондритов. Отношение концентраций железа и кремния там выше, чем на [[Луна|Луне]] или [[Земля|Земле]], но ниже, чем на [[Марс (планета)|Марсе]]<ref name="Sohl2002">{{cite journal | last=Sohl |first=F. |coauthors=''et al.'' |title=Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites |journal=Icarus |volume=157 |issue= 1|pages=104–119 |year=2002 |url= |doi=10.1006/icar.2002.6828 |bibcode=2002Icar..157..104S}}</ref><ref name="Kuskov2001">{{cite journal | last=Kuskov |first=O. L. |coauthors=V. A. Kronrod |title=Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites |journal=Icarus |volume=151 |issue= 2|pages=204–227 |year=2001 |url= |doi=10.1006/icar.2001.6611 |bibcode=2001Icar..151..204K}}</ref>. Поддержание теплового потока, наблюдаемого на Ио, требует, чтобы 10—20 % мантии были в расплавленном виде, хотя в областях, где наблюдается высокотемпературный вулканизм, доля расплавленного вещества может быть больше<ref name="IobookChap5">{{cite book |last=Moore |first=W. B. et al. |editor=R. M. C. Lopes and J. R. Spencer |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |pages=89–108 |isbn=3-540-34681-3 |chapter=The Interior of Io.}}</ref>. Однако повторный анализ данных магнитометра «Галилео» в 2009 году показал наличие на Ио индуцированного магнитного поля, для которого необходим океан магмы на глубине 50 км<ref name="KerrInducedField" />. Следующее исследование, опубликованное в 2011 году, предоставило прямые доказательства существования такого океана<ref>{{cite news|title=NASA's Galileo Reveals Magma 'Ocean' Beneath Surface of Jupiter's Moon|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2011/05/110512150723.htm|date=May 12, 2011|publisher=Science Daily}}</ref>. Толщина этого слоя оценивается в 50 км, и он составляет около 10 % мантии Ио. Температура там достигает примерно 1 200 °C. Неизвестно, совместимо ли это 10—20-процентное плавление с условием значительного количества расплавленных силикатов в этом вероятном океане магмы<ref name="PerryInducedMagmaOcean">{{cite web|last=Perry|first=J.|title=Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean|date=21 January 2010|accessdate=2010-01-22|url=http://gishbar.blogspot.com/2010/01/science-discovery-of-ios-induced.html|work=The Gish Bar Times|archiveurl=http://www.webcitation.org/65CgjOBKK|archivedate=2012-02-04}}</ref>. Толщина литосферы Ио, состоящей из [[базальт]]а и [[Сера|серы]] и образованной интенсивным вулканизмом, составляет не менее 12 километров и, вероятно, не более 40 километров<ref name="Anderson2001" /><ref name="Jaeger2003">{{cite journal | last=Jaeger |first=W. L. |coauthors=''et al.'' |title=Orogenic tectonism on Io |journal=J. Geophys. Res. |volume=108 |issue= E8| pages=12–1|year=2003 |url= |doi=10.1029/2002JE001946 |bibcode=2003JGRE..108.5093J}}</ref>.
+Моделирование внутреннего состава Ио предсказывает, что мантия состоит по крайней мере на 75 % из богатого магнием минерала [[форстерит]]а, и её состав подобен составу метеоритов L-[[хондрит]]ов и LL-хондритов. Отношение концентраций железа и кремния там выше, чем на [[Луна|Луне]] или [[Земля|Земле]], но ниже, чем на [[Марс (планета)|Марсе]]<ref name="Sohl2002">{{статья|заглавие=Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites|том=157|номер=1|страницы=104—119|doi=10.1006/icar.2002.6828|bibcode=2002Icar..157..104S|язык=en|тип=journal|автор=Sohl, F.; et al.|год=2002|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref><ref name="Kuskov2001">{{статья|заглавие=Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites|том=151|номер=2|страницы=204—227|doi=10.1006/icar.2001.6611|bibcode=2001Icar..151..204K|язык=en|тип=journal|автор=Kuskov, O. L.; V. A. Kronrod|год=2001|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Поддержание теплового потока, наблюдаемого на Ио, требует, чтобы 10—20 % мантии были в расплавленном виде, хотя в областях, где наблюдается высокотемпературный вулканизм, доля расплавленного вещества может быть больше<ref name="IobookChap5">{{книга |заглавие=Io after Galileo |ссылка=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |год=2007 |издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer-Praxis]] |страницы=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/89 89]—108 |isbn=3-540-34681-3 |часть=The Interior of Io. |автор=Moore, W. B. et al. |ответственный=R. M. C. Lopes and J. R. Spencer }}</ref>. Однако повторный анализ данных магнитометра «Галилео» в 2009 году показал наличие на Ио индуцированного магнитного поля, для которого необходим океан магмы на глубине {{nobr|50 км}}<ref name="KerrInducedField" />. Следующее исследование, опубликованное в 2011 году, предоставило прямые доказательства существования такого океана<ref>{{cite web|title=NASA's Galileo Reveals Magma 'Ocean' Beneath Surface of Jupiter's Moon|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2011/05/110512150723.htm|date=2011-05-12|publisher=Science Daily|access-date=2011-08-12|archive-date=2016-03-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20160307091545/https://www.sciencedaily.com/releases/2011/05/110512150723.htm|url-status=live}}</ref>. Толщина этого слоя оценивается в {{nobr|50 км}}, и он составляет около 10 % мантии Ио. Температура там достигает примерно 1200 °C. Неизвестно, совместимо ли это 10—20-процентное плавление с условием значительного количества расплавленных силикатов в этом вероятном океане магмы<ref name="PerryInducedMagmaOcean">{{cite web|last=Perry|first=J.|title=Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean|date=2010-01-21|access-date=2010-01-22|url=http://gishbar.blogspot.com/2010/01/science-discovery-of-ios-induced.html|website = The Gish Bar Times|archive-url=https://www.webcitation.org/65CgjOBKK?url=http://www.gishbartimes.org/2010/01/science-discovery-of-ios-induced.html|archive-date=2012-02-04}}</ref>. Толщина литосферы Ио, состоящей из [[базальт]]а и [[Сера|серы]] и образованной интенсивным вулканизмом, составляет не менее 12 километров и, вероятно, не более 40 километров<ref name="Anderson2001" /><ref name="Jaeger2003">{{статья|заглавие=Orogenic tectonism on Io|издание=J. Geophys. Res.|том=108|номер=E8|страницы=12—1|doi=10.1029/2002JE001946|bibcode=2003JGRE..108.5093J|автор=Jaeger, W. L.; et al.|год=2003}}</ref>.
 === Приливный разогрев ===
-Наиболее вероятным источником внутреннего тепла Ио (в отличие от Земли и Луны) считают [[Приливные силы|приливный]] разогрев недр спутника<ref name="astronet">{{cite web|title=Солнечная система. Вулканизм на телах Солнечной системы|publisher=Соросовская Энциклопедия, Глоссарий Astronet.ru|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1210265?text_comp=gloss_graph.msn|archiveurl=http://www.webcitation.org/65CgkIYLN|archivedate=2012-02-04}}</ref> в результате орбитальных резонансов Ио с Европой и Ганимедом<ref name="Peale1979a" />, а не [[радиоактивный распад]]. Такой разогрев зависит от расстояния между Ио и Юпитером, эксцентриситета её орбиты, состава и физических характеристик её недр<ref name="IobookChap5" />. [[Орбитальный резонанс|Резонанс Лапласа]] с Европой и Ганимедом поддерживает эксцентриситет Ио и предотвращает скругление орбиты Ио, которое иначе происходило бы из-за диссипации приливной энергии. Орбитальный резонанс поддерживает и текущий радиус орбиты Ио (иначе приливы на Юпитере заставляли бы Ио медленно удаляться от него)<ref name="Yoder1979">{{cite journal | last=Yoder |first=C. F. |coauthors=''et al.'' |title=How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks |journal=Nature |volume=279 |issue= 5716|pages=767–770 |year=1979 |url= |doi=10.1038/279767a0 |bibcode = 1979Natur.279..767Y}}</ref>. Изменение высоты приливного горба Ио между [[Апоцентр и перицентр|апоцентром и перицентром]] может достигать 100 метров. Трение при этих подвижках создаёт в недрах Ио приливный разогрев, а он поддерживает расплавленной существенную часть мантии и ядра спутника. Это делает возможной вулканическую активность<ref name="astronet" />. Приливный разогрев даёт примерно в 200 раз больше тепла, чем [[радиоактивный распад]]<ref name="book" />. Оценки, сделанные на основе измерений [[Теплопередача|теплового потока]] из «горячих» областей Ио, показали, что мощность приливного разогрева может достигать 0,6 — 1,6×10<sup>8</sup> [[Ватт|МВт]], что на два порядка превышает суммарную мощность, потребляемую человечеством (2×10<sup>6</sup> [[Ватт|МВт]]). Модели орбиты Ио показывают, что мощность приливного разогрева недр Ио изменяется со временем, и текущий тепловой поток не репрезентативен для долгосрочной перспективы<ref name="IobookChap5" />.
+В отличие от Земли, основным источником внутреннего тепла Ио является разогрев недр спутника [[Приливные силы|приливным]] воздействием Юпитера<ref name="astronet">{{cite web |title=Солнечная система. Вулканизм на телах Солнечной системы |publisher=[[Астронет]] |url=http://www.astronet.ru/db/msg/1210265?text_comp=gloss_graph.msn |access-date=2011-08-12 |archive-date=2013-11-12 |archive-url=https://web.archive.org/web/20131112020504/http://www.astronet.ru/db/msg/1210265?text_comp=gloss_graph.msn |url-status=live }}</ref>, при незначительном вкладе внутреннего [[радиоактивный распад|радиоактивного распада]] и приливного воздействия со стороны Европы и Ганимеда. Сильное приливное воздействие Юпитера обусловлено [[эксцентриситет|вытянутостью]] орбиты Ио, которая поддерживается орбитальным взаимодействием среди галилеевых спутников<ref name="Peale1979a" />. [[Орбитальный резонанс|Резонанс Лапласа]] с Европой и Ганимедом поддерживает эксцентриситет Ио и предотвращает скругление орбиты Ио, которое иначе неизбежно произошло бы из-за диссипации приливной энергии<ref name="Yoder1979">{{статья|заглавие=How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks|издание=Nature|том=279|номер=5716|страницы=767—770|doi=10.1038/279767a0|bibcode=1979Natur.279..767Y|язык=en|тип=journal|автор=Yoder, C. F.; et al.|год=1979}}</ref>. За счет эллиптичности орбиты, при движении спутника вокруг планеты каждые 1,77 [[сутки|дня]] происходит изменение расстояния до Юпитера на 3400 км и изменение его приливного влияния на обращенную к планете сторону Ио. Поэтому, несмотря на то, что вращение спутника синхронизировано с его обращением вокруг планеты, его форма постоянно деформируется в ходе движения по орбите. Изменение высоты «приливного горба» Ио между [[Апоцентр и перицентр|апоцентром и перицентром]] может достигать 100 метров. Трение при этих подвижках создаёт в недрах Ио приливный разогрев, а он поддерживает расплавленной существенную часть мантии спутника. Это делает возможной вулканическую активность<ref name="astronet" />. Приливный разогрев спутника даёт примерно в 200 раз больше тепла, чем [[радиоактивный распад|распад]] радиоактивных элементов в его недрах<ref name="book" />. Оценки, сделанные на основе измерений [[Теплопередача|теплового потока]] из «горячих» областей Ио, показали, что мощность приливного разогрева может достигать {{nobr|(0,6...1,6)×10<sup>8</sup> [[Ватт|МВт]]}}, что на два порядка превышает суммарную мощность, потребляемую человечеством ({{nobr|2×10<sup>6</sup> [[Ватт|МВт]]}}).
+Потому как эллиптичность орбиты Ио изменяется на длительных интервалах времени, то изменяется и сила приливного воздействия на недра спутника<ref name="IobookChap5" />. В целом, разогрев зависит от расстояния между Ио и Юпитером, от эксцентриситета её орбиты, состава и физических характеристик её недр<ref name="IobookChap5" />. Эпохи, когда эксцентриситет орбиты Ио становится пренебрежимо малым, должны быть более геологически спокойными с ослабленным вулканизмом из-за исчезновения порождающего его внешнего приливного воздействия.
 === Поверхность ===
-{{панорама|Io from Galileo and Voyager missions RUS.jpg|1000px|Карта поверхности Ио.}}
+{{панорама|Io from Galileo and Voyager missions RUS.jpg|1000px|Карта поверхности Ио}}
-По аналогии с древней поверхностью Луны, Марса и Меркурия ученые ожидали увидеть на первых изображениях Ио, полученных «Вояджером-1», многочисленные [[Ударный кратер|ударные кратеры]] (а их концентрация позволила бы оценить возраст поверхности). Но они были весьма удивлены, обнаружив, что ударных кратеров там почти нет. Вместо них видны гладкие равнины, усеянные высокими горами, потоками лавы и ямами различных форм и размеров<ref name="Smith1979" />. В отличие от большинства других космических объектов, Ио покрыта множеством разноцветных веществ, в основном модификациями и соединениями серы<ref name="Britt2000">{{cite news| last=Britt | first=Robert Roy | title=Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color | publisher=[[Space.com]] | date=March 16, 2000| url=http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/galileo_io_volcanoes_000316.html | accessdate=2007-07-25}}</ref>. Малое количество ударных кратеров показывает, что поверхность Ио, как и поверхность Земли, геологически молода. Кратеры на Ио быстро покрываются вулканическими выбросами. Эти выводы были подтверждены по меньшей мере девятью действующими вулканами, наблюдавшимися «Вояджером-1»<ref name="Strom1979" />.
+По аналогии с древней поверхностью Луны, Марса и Меркурия учёные ожидали увидеть на первых изображениях Ио, полученных «Вояджером-1», многочисленные [[Ударный кратер|ударные кратеры]] (а их концентрация позволила бы оценить возраст поверхности). Но они были весьма удивлены, обнаружив, что ударных кратеров там почти нет. Вместо них видны гладкие равнины, усеянные высокими горами, потоками лавы и ямами различных форм и размеров<ref name="Smith1979" />. В отличие от большинства других космических объектов, Ио покрыта множеством разноцветных веществ, в основном [[Аллотропия|аллотропными]] модификациями и соединениями [[Сера|серы]]<ref name="Britt2000">{{cite web| last=Britt | first=Robert Roy | title=Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color | publisher=[[Space.com]] | date=2000-03-16| url=http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/galileo_io_volcanoes_000316.html | access-date=2007-07-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20001215234600/http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/galileo_io_volcanoes_000316.html|archive-date=2000-12-15|url-status=dead}}</ref>. Малое количество ударных кратеров показывает, что поверхность Ио, как и поверхность Земли, геологически молода. Кратеры на Ио быстро покрываются вулканическими выбросами. Эти выводы были подтверждены по меньшей мере девятью действующими вулканами, наблюдавшимися «Вояджером-1»<ref name="Strom1979" />.
 В дополнение к [[вулкан]]ам на Ио есть невулканические горы, вязкие лавовые потоки, достигающие длины в сотни километров, озёра расплавленной [[сера|серы]] и [[кальдера|кальдеры]], глубина которых доходит до нескольких километров.
-В 2012 году была составлена полная геологическая карта Ио, для которой использовались изображения с разной детализацией, которые при помощи компьютера склеили в единую мозаику с разрешением 1 км на пиксель. Карта составлялась 6 лет. Возглавил проект Дэвид Уильямс (David Williams) из университета Аризоны. Исследователи также составили онлайновую базу данных по Ио, включающую не только новую геологическую карту, но и многочисленные снимки с космических аппаратов и данные ряда иных измерений<ref name="membrana_2012-mar-20">{{cite web|author=Попов Леонид|date=20.03.2012|title=Учёные составили первую полную геологическую карту Ио|publisher=[[membrana.ru]]|url=http://www.membrana.ru/particle/17749|archiveurl=http://www.webcitation.org/683fjmicP|archivedate=2012-05-31}}</ref>.
+В 2012 году была составлена полная геологическая карта Ио, для которой использовались изображения с разной детализацией, которые при помощи компьютера склеили в единую мозаику с разрешением {{nobr|1 км}} на пиксель. Карта составлялась {{nobr|6 лет}}. Возглавил проект Дэвид Уильямс (David Williams) из университета Аризоны. Исследователи также составили онлайновую базу данных по Ио, включающую не только новую геологическую карту, но и многочисленные снимки с космических аппаратов и данные ряда иных измерений<ref name="membrana_2012-mar-20">{{cite web|author=Попов Леонид|date=2012-03-20|title=Учёные составили первую полную геологическую карту Ио|publisher=[[membrana.ru]]|url=http://www.membrana.ru/particle/17749|access-date=2012-03-21|archive-date=2013-04-17|archive-url=https://archive.today/20130417053600/http://www.membrana.ru/particle/17749|url-status=dead}}</ref>.
 ==== Поверхностный состав ====
-[[Файл:Iorotateing1day.ogg|thumb|250px|left|Вращение Ио. Большое красное кольцо окружает вулкан Пеле]]
+[[Файл:Iorotateing1day.ogg|thumb|250px|left|Вращение Ио. Большое красное кольцо окружает [[Пеле (вулкан)|вулкан Пеле]]]]
-Красочный внешний вид Ио — результат интенсивной работы вулканов, которые выбрасывают различные вещества. Среди них — [[силикаты (минералы)|силикаты]] (например, [[ортопироксен]]), [[сера]] и [[диоксид серы]]<ref name="IobookChap9">{{cite book |last=Carlson |first=R. W.; et al. |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=194–229 |chapter=Io's surface composition }}</ref>. Иней из диоксида серы покрывает почти всю поверхность Ио, окрашивая большие области в белый или серый цвет. На многих областях спутника видна и сера благодаря своему жёлтому или жёлто-зелёному цвету. В средних и высоких широтах радиация разбивает обычно устойчивые восьмиатомные циклические молекулы серы S<sub>8</sub>, и в результате полярные области Ио окрашены в красно-коричневый цвет<ref name="Barnard1894" />.
+Красочный внешний вид Ио — результат интенсивной работы вулканов, которые выбрасывают различные вещества. Среди них — [[силикаты (минералы)|силикаты]] (например, [[ортопироксен]]), [[сера]] и [[диоксид серы]]<ref name="IobookChap9">{{книга |заглавие=Io after Galileo |ссылка=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |год=2007 |издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer-Praxis]] |isbn=3-540-34681-3 |страницы=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/194 194]—229 |часть=Io's surface composition |автор=Carlson, R. W.; et al. |ответственный=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. }}</ref>. Иней из диоксида серы покрывает почти всю поверхность Ио, окрашивая большие области в белый или серый цвет. На многих областях спутника видна и сера благодаря своему жёлтому или жёлто-зелёному цвету. В средних и высоких широтах радиация разбивает обычно устойчивые восьмиатомные циклические молекулы серы S<sub>8</sub>, и в результате полярные области Ио окрашены в красно-коричневый цвет<ref name="Barnard1894" />.
-Взрывной вулканизм, часто дающий шлейфы вулканического пепла, образующие причудливые формы, окрашивает поверхность силикатами и соединениями серы. Осадки этих шлейфов часто окрашены в красный или белый цвет (в зависимости от содержания серы и её диоксида). Как правило, шлейфы, образованные в жерле вулкана в результате дегазации лавы, содержат большее количество S<sub>2</sub> и дают красные осадки, выпадающие веером, или, в исключительных случаях, большими (часто более 450 километров радиусом) кольцами<ref name="Spencer2000b">{{cite journal |title=Discovery of Gaseous S<sub>2</sub> in Io's Pele Plume |journal=Science |last=Spencer |first=J. |coauthors=''et al.'' |pages=1208–1210 |volume=288 |issue= 5469|year=2000 |doi=10.1126/science.288.5469.1208 |pmid=10817990|bibcode = 2000Sci...288.1208S }}</ref>. Яркий пример красного кольца из осадков шлейфа мы можем наблюдать вокруг вулкана Пеле. Этот красный осадок состоит в основном из серы (в основном 3- и 4-атомной молекулярной серы), двуокиси серы, и, вероятно, Cl<sub>2</sub>SO<sub>2</sub><ref name="IobookChap9" />. Шлейфы, образованные на границах потоков силикатной лавы, дают белые или серые осадки (продукт взаимодействия этой лавы с серой и двуокисью серы, лежащими на поверхности).
+Взрывной вулканизм, часто дающий шлейфы вулканического пепла, образующие причудливые формы, окрашивает поверхность силикатами и соединениями серы. Осадки этих шлейфов часто окрашены в красный или белый цвет (в зависимости от содержания серы и её диоксида). Как правило, шлейфы, образованные в жерле вулкана в результате дегазации лавы, содержат большее количество S<sub>2</sub> и дают красные осадки, выпадающие веером или, в исключительных случаях, большими (часто более 450 километров радиусом) кольцами<ref name="Spencer2000b">{{статья|заглавие=Discovery of Gaseous S<sub>2</sub> in Io's Pele Plume|издание=Science|страницы=1208—1210|том=288|номер=5469|doi=10.1126/science.288.5469.1208|pmid=10817990|bibcode=2000Sci...288.1208S|язык=en|тип=journal|автор=Spencer, J.; et al.|год=2000}}</ref>. Яркий пример красного кольца из осадков шлейфа мы можем наблюдать вокруг [[Пеле (вулкан)|вулкана Пеле]]. Этот красный осадок состоит в основном из серы (в основном 3- и 4-атомной молекулярной серы), [[двуокись серы|двуокиси серы]] и, вероятно, [[Сульфурилхлорид|Cl<sub>2</sub>SO<sub>2</sub>]]<ref name="IobookChap9" />. Шлейфы, образованные на границах потоков силикатной лавы, дают белые или серые осадки (продукт взаимодействия этой лавы с серой и двуокисью серы, лежащими на поверхности).
-Картирование состава и высокая плотность Ио указывают на то, что на Ио практически нет [[Вода|воды]], хотя там были ориентировочно идентифицированы небольшие карманы водяного льда или гидратированных минералов (прежде всего на северо-западной стороне горы Gish Bar Mons)<ref name="Doute2004">{{cite journal | last=Douté |first=S. |coauthors=''et al.'' |title=Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS |journal=Icarus |volume=169 |issue= 1|pages=175–196 |year=2004 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2004.02.001 |bibcode=2004Icar..169..175D}}</ref>. Эта нехватка воды, вероятно, связана с тем, что во времена [[Формирование и эволюция Солнечной системы|формирования Солнечной системы]] Юпитер был достаточно горячим, чтобы такие летучие вещества, как вода, улетучились из окрестностей Ио (хотя и недостаточно горячим, чтобы так произошло и на более далёких спутниках).
+Картирование состава и высокая плотность Ио указывают на то, что на Ио практически нет [[Вода|воды]], хотя там были ориентировочно идентифицированы небольшие карманы водяного льда или гидратированных минералов (прежде всего на северо-западной стороне горы Gish Bar Mons)<ref name="Doute2004">{{статья|заглавие=Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS|том=169|номер=1|страницы=175—196|doi=10.1016/j.icarus.2004.02.001|bibcode=2004Icar..169..175D|язык=en|тип=journal|автор=Douté, S.; et al.|год=2004|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Эта нехватка воды, вероятно, связана с тем, что во времена [[Формирование и эволюция Солнечной системы|формирования Солнечной системы]] Юпитер был достаточно горячим, чтобы такие летучие вещества, как вода, улетучились из окрестностей Ио (хотя и недостаточно горячим, чтобы так произошло и на более далёких спутниках).
 ==== Вулканизм ====
 {{Main|Вулканизм на Ио}}
+{{See also|Список вулканов Ио}}[[Файл:Tvastarpic2.jpg|thumb|300 px|Активные потоки лавы в [[Патеры Тваштара|патерах Тваштара]], изображения получены «Галилео» в ноябре 1999 и феврале 2000 года]]
-{{See also|Список вулканов Ио}}
+Приливной разогрев, вызываемый орбитальным эксцентриситетом, служит причиной того, что Ио — самая геологически активная луна в Солнечной системе, с сотнями вулканов и обширными потоками лавы. Во время особо крупных извержений потоки лавы могут тянуться на десятки и даже сотни километров. Состоят они в основном из [[базальт]]овой лавы с [[Основные горные породы|основным]] или [[Ультраосновные магматические горные породы|ультраосновным]] (с большим содержанием магния) составом. В результате вулканической активности сера, диоксид серы (в виде газа) и силикатная [[Пирокласты|пирокластическая]] материя (в виде пепла) поднимаются на высоту до 200 километров в открытый космос в виде своеобразных «зонтиков», а после выпадения окрашивают местность в красный, чёрный и белый цвета. Кроме того, эта материя образует тонкую атмосферу Ио и наполняет обширную магнитосферу Юпитера.
-[[Файл:Tvastarpic2.jpg|thumb|300 px|Активные потоки лавы в [[Патеры Тваштара|патерах Тваштара]], изображения получены «Галилео» в ноябре 1999 и феврале 2000 года.]]
-Приливной разогрев, вызываемый орбитальным эксцентриситетом, служит причиной того, что Ио — самая геологически активная луна в Солнечной системе, с сотнями вулканов и обширными потоками лавы. Во время особо крупных извержений потоки лавы могут тянуться на десятки и даже сотни километров. Состоят они в основном из [[базальт]]овой лавы с [[Основные горные породы|основным]] или [[Ультраосновные горные породы|ультраосновным]] (с большим содержанием магния) составом. В результате вулканической активности сера, диоксид серы (в виде газа) и силикатная [[Пирокласты|пирокластическая]] материя (в виде пепла) поднимаются на высоту до 200 километров в открытый космос в виде своеобразных «зонтиков», а после выпадения окрашивают местность в красный, чёрный и белый цвета. Кроме того, эта материя образует тонкую атмосферу Ио и наполняет обширную магнитосферу Юпитера.
-[[Файл:Io Tupan Patera.jpg|thumb|left|[[Патера Тупана]]. Размеры — 75 км, высота утёсов — 900 м. (снимок [[Галилео (КА)|«Галилео»]])]]
+[[Файл:Io Tupan Patera.jpg|thumb|left|[[Патера Тупана]]. Размеры — 75 км, высота утёсов — 900 м. (снимок «[[Галилео (КА)|Галилео]]»)]]
-На поверхности Ио нередко встречаются вулканические депрессии, именуемые пате́рами<ref name="Radebaugh2001">{{cite journal |title=Paterae on Io: A new type of volcanic caldera? |journal=J. Geophys. Res. |last=Radebaugh |first=D. |coauthors=''et al.'' |pages=33005–33020 |volume=106 |issue= E12|year=2001 |doi=10.1029/2000JE001406 |bibcode=2001JGR...10633005R}}</ref>. Для них характерно плоское дно и крутые стены. Они очень напоминают земные [[Кальдера|кальдеры]], правда, до сих пор неизвестно, образуются ли они путём коллапса «лавовой комнаты» и обрушения вершины вулкана, как их земные аналоги. Одна из гипотез говорит, что эти геоструктуры создаются путём эксгумации вулканических [[силл]]ов, а перекрывающие слои или сносятся прочь, или включаются в состав силла{{прояснить}}<ref name="Keszthelyi2004">{{cite journal |title=A Post-Galileo view of Io's Interior |journal=Icarus |last=Keszthelyi |first=L. |coauthors=''et al.'' |pages=271–286 |volume=169 |issue= 1|year=2004 |doi=10.1016/j.icarus.2004.01.005 |bibcode=2004Icar..169..271K}}</ref>. В отличие от схожих геоструктур на Земле и Марсе, вулканические депрессии на Ио в общем случае не лежат на пике [[Щитовидный вулкан|щитовидных вулканов]] и обычно куда крупней, со средним диаметром около 41 км, а крупнейшая — [[патера Локи]] — 202 километра диаметром<ref name="Radebaugh2001" />. Независимо от механизма формирования, морфология и распределение многих патер даёт основания предполагать, что они тесно связаны с крупномасштабными структурами — немало из них граничат с горами или разломами<ref name="Radebaugh2001" />. Патеры часто служат источниками вулканических извержений или далеко растекающихся лавовых потоков, как в случае извержения в патере Гиш-Бара в 2001 году, или сами заполняются лавой и становятся [[Лавовое озеро|лавовыми озёрами]]<ref name="Lopes2004" /><ref name="Perry2003">{{cite conference |title=Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001 |booktitle=[[Lunar and Planetary Science Conference|LPSC XXXIV]] |location=[[Clear Lake City (Greater Houston)]] |last=Perry |first=J. E. |coauthors=''et al.'' |year=2003 |id=Abstract #1720 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2003/pdf/1720.pdf|format=PDF}}</ref>. Лавовые озёра на Ио покрыты лавовой коркой, которая рушится и обновляется непрерывно (как в случае Пеле) или эпизодически (как в случае Локи)<ref name="Radebaugh2004">{{cite journal |title=Observations and temperatures of Io's Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images |journal=Icarus |last=Radebaugh |first=J. |coauthors=''et al.'' |pages=65–79 |volume=169 |issue= 1|year=2004 |doi=10.1016/j.icarus.2003.10.019 |bibcode=2004Icar..169...65R}}</ref><ref name="Howell2007">{{cite journal |title=The nature of the volcanic activity at Loki: Insights from Galileo NIMS and PPR data |journal=Icarus |last=Howell |first=R. R. |coauthors=Lopes, R. M. C. |pages=448–461 |volume=186 |issue= 2|year=2007 |doi=10.1016/j.icarus.2006.09.022 |bibcode=2007Icar..186..448H}}</ref>.
+На поверхности Ио нередко встречаются вулканические депрессии, именуемые пате́рами<ref name="Radebaugh2001">{{статья|заглавие=Paterae on Io: A new type of volcanic caldera? |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |страницы=33005—33020 |том=106 |номер=E12 |doi=10.1029/2000JE001406 |bibcode=2001JGR...10633005R |язык=en |автор=Radebaugh, D.; et al. |год=2001 |nodot=1}}</ref>. Для них характерно плоское дно и крутые стены. Они очень напоминают земные [[Кальдера|кальдеры]], правда, до сих пор неизвестно, образуются ли они путём коллапса магматической камеры и обрушения вершины вулкана, как их земные аналоги. Одна из гипотез говорит, что эти геоструктуры появляются над новообразованными вулканическими [[силл]]ами за счёт того, что вышележащие слои сносятся прочь извержениями или вливаются в состав силла<ref name="Keszthelyi2004">{{статья|заглавие=A Post-Galileo view of Io's Interior|страницы=271—286|том=169|номер=1|doi=10.1016/j.icarus.2004.01.005|bibcode=2004Icar..169..271K|автор=Keszthelyi, L.; et al.|год=2004|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. В отличие от схожих геоструктур на Земле и Марсе, вулканические впадины на Ио в общем случае не лежат на вершине [[Щитовидный вулкан|щитовидных вулканов]] и обычно куда крупней, со средним диаметром около {{nobr|41 км}}, а крупнейшая — [[патера Локи]] — {{nobr|202 километра}} диаметром<ref name="Radebaugh2001" />. Независимо от механизма формирования, морфология и распределение многих патер даёт основания предполагать, что они тесно связаны с крупномасштабными структурами — немало из них граничат с горами или разломами<ref name="Radebaugh2001" />. Патеры часто служат источниками вулканических извержений или далеко растекающихся лавовых потоков, как в случае извержения в патере Гиш-Бара в 2001 году, или сами заполняются лавой и становятся [[Лавовое озеро|лавовыми озёрами]]<ref name="Lopes2004" /><ref name="Perry2003">{{cite conference |title=Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001 |book-title=[[Lunar and Planetary Science Conference|LPSC XXXIV]] |location=[[Clear Lake City (Greater Houston)]] |last=Perry |first=J. E. |coauthors=''et al.'' |year=2003 |id=Abstract #1720 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2003/pdf/1720.pdf |format=PDF |access-date=2011-08-11 |archive-date=2009-03-26 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090326074554/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2003/pdf/1720.pdf |url-status=live }}</ref>. Лавовые озёра на Ио покрыты лавовой коркой, которая рушится и обновляется непрерывно (как в случае Пеле) или эпизодически (как в случае Локи)<ref name="Radebaugh2004">{{статья|заглавие=Observations and temperatures of Io's Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images|страницы=65—79|том=169|номер=1|doi=10.1016/j.icarus.2003.10.019|bibcode=2004Icar..169...65R|язык=en|тип=journal|автор=Radebaugh, J.; et al.|год=2004|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref><ref name="Howell2007">{{статья|заглавие=The nature of the volcanic activity at Loki: Insights from Galileo NIMS and PPR data|страницы=448—461|том=186|номер=2|doi=10.1016/j.icarus.2006.09.022|bibcode=2007Icar..186..448H|язык=en|тип=journal|автор=Howell, R. R.; Lopes, R. M. C.|год=2007|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>.
-Потоки лавы — характерные для Ио детали пейзажа. Магма вырывается на поверхность через провалы в дне патер или через трещины на равнинах, создавая широкие многочисленные лавовые потоки, напоминающие те, что можно увидеть около вулкана [[Килауэа]] на Гавайах. На изображениях, полученных КА «Галилео», видно, что многие лавовые потоки, текущие из таких вулканов как Прометей или Амирани, повторяют пути прежних потоков, наращивая слой отложений<ref name="Keszthelyi2001">{{cite journal |title=Imaging of volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission |journal=J. Geophys. Res. |last=Keszthelyi |first=L. |coauthors=''et al.'' |pages=33025–33052 |volume=106 |issue= E12|year=2001 |doi=10.1029/2000JE001383 |bibcode=2001JGR...10633025K}}</ref>. На Ио наблюдались и более длинные лавовые потоки. К примеру, передний край потоков с Прометея продвинулся с 75 до 95 км между пролётом КА «Вояджер» в 1979 и первым наблюдением «Галилео» в 1996 году. Одно из крупных извержений в 1997 выбросило более 3500 км<sup>2</sup> свежей лавы, которая заполнила патеру Пиллана.<ref name="Mcewen1998b" />
+Потоки лавы — характерные для Ио детали пейзажа. Магма вырывается на поверхность через провалы в дне патер или через трещины на равнинах, создавая широкие многочисленные лавовые потоки, напоминающие те, что можно увидеть около вулкана [[Килауэа]] на Гавайах. На изображениях, полученных КА «Галилео», видно, что многие лавовые потоки, текущие из таких вулканов как Прометей или Амирани, повторяют пути прежних потоков, наращивая слой отложений<ref name="Keszthelyi2001">{{статья|заглавие=Imaging of volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |страницы=33025—33052 |том=106 |номер=E12 |doi=10.1029/2000JE001383 |bibcode=2001JGR...10633025K |язык=en |автор=Keszthelyi, L.; et al. |год=2001}}</ref>. На Ио наблюдались и более длинные лавовые потоки. К примеру, передний край потоков с Прометея продвинулся с 75 до 95 км между пролётом КА «Вояджер» в 1979 и первым наблюдением «Галилео» в 1996 году. Одно из крупных извержений в 1997 выбросило более {{nobr|3500 км²}} свежей лавы, которая заполнила патеру Пиллана<ref name="Mcewen1998b" />.
-[[Файл:Tvashtarvideo.gif|left|thumb|Анимация из пяти снимков с КА «[[Новые горизонты]]». Видно, как вулкан Тваштар извергает материю на 330 км над поверхностью.]]
+[[Файл:Tvashtarvideo.gif|left|thumb|Анимация из пяти снимков с КА «[[Новые горизонты]]». Видно, как вулкан Тваштар извергает материю на {{nobr|330 км}} над поверхностью]]
-Анализ изображений, полученных КА «Вояджер», заставил учёных предположить, что лавовые потоки на Ио состоят главным образом из расплавленной серы. Однако последующие наземные инфракрасные наблюдения и замеры с КА «Галилео» указывают на то, что на самом деле потоки в основном состоят из базальтовой лавы с включениями [[Основные горные породы|основных]] и [[Ультраосновные горные породы|ультраосновных]] горных пород. Эти предположения основаны на замерах температур «горячих пятен» Ио (областей термальной эмиссии), которые показали температуру в 1300 K, а местами и в 1600 K.<ref name="Keszthelyi2007">{{cite journal |title=New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior |journal=Icarus |last=Keszthelyi |first=L. |coauthors=''et al.'' |pages=491–502 |volume=192 |issue= 2|year=2007 |doi=10.1016/j.icarus.2007.07.008 |bibcode=2007Icar..192..491K}}</ref> Первоначальные оценки температуры извержений в области 2000 K<ref name="Mcewen1998b" />, оказавшиеся неверными, объясняются неправильными тепловыми моделями, использовавшимися для моделирования температур.<ref name="Keszthelyi2007" />
+Анализ изображений, полученных КА «Вояджер», заставил учёных предположить, что лавовые потоки на Ио состоят главным образом из расплавленной серы. Однако последующие наземные инфракрасные наблюдения и замеры с КА «Галилео» указывают на то, что на самом деле потоки в основном состоят из базальтовой лавы с включениями [[Основные горные породы|основных]] и [[Ультраосновные магматические горные породы|ультраосновных]] горных пород. Эти предположения основаны на замерах температур «горячих пятен» Ио (областей термальной эмиссии), которые показали температуру в 1300 K, а местами и в 1600 K<ref name="Keszthelyi2007">{{статья|заглавие=New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior|страницы=491—502|том=192|номер=2|doi=10.1016/j.icarus.2007.07.008|bibcode=2007Icar..192..491K|язык=en|тип=journal|автор=Keszthelyi, L.; et al.|год=2007|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Первоначальные оценки температуры извержений в области 2000 K<ref name="Mcewen1998b" />, оказавшиеся неверными, объясняются неправильными тепловыми моделями, использовавшимися для моделирования температур<ref name="Keszthelyi2007" />.
-Открытие своеобразных «султанов» («плюмажей») из извергаемой материи над [[Пеле (вулкан)|Пеле]] и [[Патера Локи|Локи]] послужило первым сигналом того, что Ио — геологически активный спутник<ref name="Morabito1979" />. Обычно такие султаны появляются когда летучие вещества вроде серы или диоксида серы поднимаются ввысь над вулканами Ио на скорости около 1 км/с, формируя на высоте своеобразный зонтик из пыли и газа. Помимо вышеуказанных веществ, в вулканических султанах встречаются натрий, [[калий]] и [[хлор]]<ref name="Roesler1999">{{cite journal |url= |title=Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS |journal=Science |last=Roesler |first=F. L. |coauthors=''et al.'' |pages=353–357 |volume=283 |issue=5400 |year=1999 |doi=10.1126/science.283.5400.353 |format=fee required |pmid= 9888844|bibcode = 1999Sci...283..353R }}</ref><ref name="Geissler1999">{{cite journal |url= |title=Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io |journal=Science |last=Geissler |first=P. E. |coauthors=''et al.'' |pages=870–4 |volume=285 |issue=5429 |year=1999 |doi=10.1126/science.285.5429.870 |format=fee required |pmid=10436151|bibcode = 1999Sci...285..870G }}</ref>. Султаны формируются двумя разными путями.<ref name="McEwen1983">{{cite journal |title=Two classes of volcanic plume on Io |journal=Icarus |last=McEwen |first=A. S. |coauthors=Soderblom, L. A. |pages=197–226 |volume=58 |issue= 2|year=1983 |doi=10.1016/0019-1035(83)90075-1 |bibcode=1983Icar...55..191M}}</ref> Самые большие султаны появляются когда сера и газообразный диоксид серы извергаются из вулканов или лавовых озёр, зачастую захватывая с собой силикатно-пирокластическую материю. Эти султаны формируют красные (из короткоцепочечной серы) и чёрные (силикатно-пирокластический материал) отложения на поверхности. Кольца отложений, образованные таким способом, самые большие: их диаметр иногда превышает 1000 км. Такие кольца окружают вулкан Пеле и [[патеры Тваштара]] и Дажбога. Другой тип султанов возникает из-за того, что потоки лавы испаряют иней из диоксида серы, и он улетает ввысь уже в виде пара. Обычно высота таких султанов меньше 100 километров, но это наиболее долгоживущие из султанов. Они часто формируют на поверхности яркие круглые отложения из двуокиси серы. Они есть, например, в районе Прометея, Амирани и Масуби.
+Открытие своеобразных «султанов» («плюмажей») из извергаемой материи над [[Пеле (вулкан)|Пеле]] и [[Патера Локи|Локи]] послужило первым сигналом того, что Ио — геологически активный спутник<ref name="Morabito1979" />. Обычно такие султаны появляются, когда летучие вещества вроде серы или диоксида серы поднимаются ввысь над вулканами Ио на скорости около {{nobr|1 км/с}}, формируя на высоте своеобразный зонтик из пыли и газа. Помимо вышеуказанных веществ, в вулканических султанах встречаются натрий, [[калий]] и [[хлор]]<ref name="Roesler1999">{{статья|заглавие=Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS|издание=Science|страницы=353—357|том=283|номер=5400|doi=10.1126/science.283.5400.353|pmid=9888844|bibcode=1999Sci...283..353R|язык=en|тип=journal|автор=Roesler, F. L.; et al.|год=1999}}</ref><ref name="Geissler1999">{{статья|заглавие=Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io|издание=Science|страницы=870—874|том=285|номер=5429|doi=10.1126/science.285.5429.870|pmid=10436151|bibcode=1999Sci...285..870G|автор=Geissler, P. E.; et al.|год=1999|язык=en}}</ref>. Султаны формируются двумя разными путями<ref name="McEwen1983">{{статья|заглавие=Two classes of volcanic plume on Io|страницы=197—226|том=58|номер=2|doi=10.1016/0019-1035(83)90075-1|bibcode=1983Icar...55..191M|автор=McEwen, A. S.; Soderblom, L. A.|год=1983|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Самые большие султаны появляются, когда сера и газообразный диоксид серы извергаются из вулканов или лавовых озёр, зачастую захватывая с собой силикатно-пирокластическую материю. Эти султаны формируют красные (из короткоцепочечной серы) и чёрные (силикатно-пирокластический материал) отложения на поверхности. Кольца отложений, образованные таким способом, самые большие: их диаметр иногда превышает {{nobr|1000 км}}. Такие кольца окружают вулкан Пеле и патеры [[патеры Тваштара|Тваштара]] и [[патера Дажбога|Дажбога]]. Другой тип султанов возникает из-за того, что потоки лавы испаряют иней из диоксида серы, и он улетает ввысь уже в виде пара. Обычно высота таких султанов меньше {{nobr|100 километров}}, но это наиболее долгоживущие из султанов. Они часто формируют на поверхности яркие круглые отложения из диоксида серы. Они есть, например, в районе [[Прометей (вулкан)|Прометея]], [[Амирани (вулкан)|Амирани]] и [[Масуби (вулкан)|Масуби]].
 ==== Горы ====
 {{See also|Список гор Ио}}
-[[Файл:Tohil Mons.jpg|thumb|Гора Тохиля (''Tohil Mons'') высотой 5,4 километра. Фото космического аппарата «[[Галилео (КА)|Галилео]]»]]
+[[Файл:Tohil Mons.jpg|thumb|Гора [[Тохиль (гора)|Тохиль]] высотой 8,8 километра. Фото космического аппарата «[[Галилео (КА)|Галилео]]»]]
-На Ио насчитывается 100—150 гор. Средняя их высота — 6 километров, а максимальная — 17,5±1,5 километров (у Южной горы Боосавла, South Boösaule Montes)<ref name="Schenk2001" />. Горы часто представляют собой большие (со средней длиной 157 км) изолированные геологические структуры. Глобальных тектонических структур, как на Земле, не видно<ref name="Schenk2001" />. Огромный размер гор говорит о том, что они состоят в основном из силикатных пород, а не из серы<ref name="Clow1980">{{cite journal |title=Stability of sulfur slopes on Io |journal=Icarus |last=Clow |first=G. D. |coauthors=Carr, M. H. |pages=268–279 |volume=44 |issue= 2|year=1980 |doi=10.1016/0019-1035(80)90022-6 |bibcode=1980Icar...44..268C}}</ref>.
+На Ио насчитывается 100—150 гор. Средняя их высота — 6 километров, а максимальная — 17,5±1,5 километра (у [[Южная Боосавла|Южной горы Боосавла]])<ref name="Schenk2001" />. Горы часто представляют собой большие (со средней длиной 157 км) изолированные геологические структуры. Глобальных тектонических структур, как на Земле, не видно<ref name="Schenk2001" />. Огромный размер гор говорит о том, что они состоят в основном из силикатных пород, а не из серы<ref name="Clow1980">{{статья|заглавие=Stability of sulfur slopes on Io|страницы=268—279|том=44|номер=2|doi=10.1016/0019-1035(80)90022-6|bibcode=1980Icar...44..268C|автор=Clow, G. D.; Carr, M. H.|год=1980|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>.
-Несмотря на обширный вулканизм, определяющий внешность Ио, происхождение почти всех её гор не вулканическое. Большинство из них образуется в результате напряжений сжатия в литосфере, которые поднимают и зачастую наклоняют куски коры Ио, [[надвиг]]ая их друг на друга<ref name="SchenkBulmer1998">{{cite journal | last=Schenk |first=P. M. |coauthors=Bulmer, M. H. |title=Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements |journal=Science |volume=279 |issue= 5356|pages=1514–1517 |year=1998 |url= |doi=10.1126/science.279.5356.1514 | pmid=9488645 |bibcode = 1998Sci...279.1514S}}</ref>. Давление, ведущее к образованию гор, — результат непрерывного оседания вулканических материалов<ref name="SchenkBulmer1998" />. Глобальное распределение гор по поверхности Ио, по-видимому, противоположно распределению вулканических структур — в областях с наименьшим количеством вулканов много других гор и наоборот<ref name="McKinnon2001">{{cite journal | last=McKinnon |first=W. B. |coauthors=''et al.'' |title=Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting |journal=Geology |volume=29 |issue= 2|pages=103–106 |year=2001 |url= |doi=10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2 |bibcode = 2001Geo....29..103M}}</ref>. Это указывает на наличие в литосфере Ио крупных областей, в некоторых из которых происходит сжатие (формирующее горы), а в другом — расширение (благоприятное для образования патер)<ref name="Tackley2001">{{cite journal | last=Tackley |first=P. J. |title=Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows |journal=J. Geophys. Res. |volume=106 |issue= E12|pages=32971–32981 |year=2001 |url= |doi=10.1029/2000JE001411 |bibcode=2001JGR...10632971T}}</ref>. Однако в отдельных областях горы и патеры расположены близко друг к другу. Это можно объяснить тем, что магма часто достигает поверхности через разломы, образованные при формировании гор<ref name="Radebaugh2001" />.
+Несмотря на обширный вулканизм, определяющий внешность Ио, происхождение почти всех её гор не вулканическое. Большинство из них образуется в результате напряжений сжатия в литосфере, которые поднимают и зачастую наклоняют куски коры Ио, [[надвиг]]ая их друг на друга<ref name="SchenkBulmer1998">{{статья|заглавие=Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements|издание=Science|том=279|номер=5356|страницы=1514—1517|doi=10.1126/science.279.5356.1514|pmid=9488645|bibcode=1998Sci...279.1514S|язык=en|тип=journal|автор=Schenk, P. M.; Bulmer, M. H.|год=1998}}</ref>. Давление, ведущее к образованию гор, — результат непрерывного оседания вулканических материалов<ref name="SchenkBulmer1998" />. Глобальное распределение гор по поверхности Ио, по-видимому, противоположно распределению вулканических структур — в областях с наименьшим количеством вулканов много других гор и наоборот<ref name="McKinnon2001">{{статья|заглавие=Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting|ссылка=https://archive.org/details/sim_geology_2001-02_29_2/page/103|издание=Geology|том=29|номер=2|страницы=103—106|doi=10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2|bibcode=2001Geo....29..103M|язык=en|тип=journal|автор=McKinnon, W. B.; et al.|год=2001}}</ref>. Это указывает на наличие в литосфере Ио крупных областей, в некоторых из которых происходит сжатие (формирующее горы), а в другом — расширение (благоприятное для образования патер)<ref name="Tackley2001">{{статья|заглавие=Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |том=106 |номер=E12 |страницы=32971—32981 |doi=10.1029/2000JE001411 |bibcode=2001JGR...10632971T |язык=en |автор=Tackley, P. J. |год=2001}}</ref>. Однако в отдельных областях горы и патеры расположены близко друг к другу. Это можно объяснить тем, что магма часто достигает поверхности через разломы, образованные при формировании гор<ref name="Radebaugh2001" />.
-Горы Ио (как и вообще геологические структуры, возвышающиеся над равнинами) имеют различные формы. Самая распространенная среди них — [[плато]]<ref name="Schenk2001" />. Они напоминают большие [[Столовая гора|столовые горы]] с плоской вершиной с неровной поверхностью. Другие горы, видимо, — накренённые блоки коры Ио с пологим склоном (образованным из плоской поверхности) и крутым обрывом, где на поверхность выходят прежде глубоко расположенные слои. У обоих типов гор часто встречаются крутые [[эскарп]]ы вдоль одного или нескольких краев. Лишь немногие горы на Ио имеет вулканическое происхождение. Они напоминают маленькие [[Щитовидный вулкан|щитовидные вулканы]] с крутыми склонами (6—7°) вблизи их небольшой [[кальдера|кальдеры]] и более пологими склонами по краям<ref name="Schenk2004">{{cite journal | last=Schenk |first=P. M. |coauthors=''et al.'' |title=Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io |journal=Icarus |volume=169 |issue= 1|pages=98–110 |year=2004 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2004.01.015 |bibcode=2004Icar..169...98S}}</ref>. Вулканические горы небольшие и достигают в среднем только 1—2 километра в высоту и 40—60 километров в ширину. Морфология некоторых других структур (где из центральной патеры исходят тонкие потоки, как в патере Ра) говорит о том, что это тоже щитовидные вулканы, но с очень пологими склонами<ref name="Schenk2004" />.
+Горы Ио (как и вообще геологические структуры, возвышающиеся над равнинами) имеют различные формы. Самая распространённая среди них — [[плато]]<ref name="Schenk2001" />. Они напоминают большие [[Столовая гора|столовые горы]] с плоской вершиной с неровной поверхностью. Другие горы, видимо, — накренённые блоки коры Ио с пологим склоном (образованным из плоской поверхности) и крутым обрывом, где на поверхность выходят прежде глубоко расположенные слои. У обоих типов гор часто встречаются крутые [[эскарп]]ы вдоль одного или нескольких краёв. Лишь немногие горы на Ио имеют вулканическое происхождение. Они напоминают маленькие [[Щитовидный вулкан|щитовидные вулканы]] с крутыми склонами (6—7°) вблизи их небольшой [[кальдера|кальдеры]] и более пологими склонами по краям<ref name="Schenk2004">{{статья|заглавие=Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io|том=169|номер=1|страницы=98—110|doi=10.1016/j.icarus.2004.01.015|bibcode=2004Icar..169...98S|язык=en|тип=journal|автор=Schenk, P. M.; et al.|год=2004|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Вулканические горы небольшие и достигают в среднем только 1—2 километра в высоту и 40—60 километров в ширину. Морфология некоторых других структур (где из центральной патеры исходят тонкие потоки, как в патере Ра) говорит о том, что это тоже щитовидные вулканы, но с очень пологими склонами<ref name="Schenk2004" />.
-По-видимому, практически все горы на Ио находятся на некоторой стадии разрушения. У их подножий распространены крупные [[Оползень|оползни]]. Видимо, осыпание — основной фактор разрушения гор. Для столовых гор и плато Ио обычны зубчатые края, которые получаются из-за выветривания двуокиси серы, что создаёт слабые места вдоль края гор<ref name="Moore2001">{{cite journal | last=Moore |first=J. M. |coauthors=''et al.'' |title=Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view |journal=J. Geophys. Res. |volume=106 |issue= E12|pages=33223–33240 |year=2001 |url= |doi=10.1029/2000JE001375 |bibcode=2001JGR...10633223M}}</ref>.
+По-видимому, практически все горы на Ио находятся на некоторой стадии разрушения. У их подножий распространены крупные [[Оползень|оползни]]. Видимо, осыпание — основной фактор разрушения гор. Для столовых гор и плато Ио обычны зубчатые края, которые образуются из-за диссипации диоксида серы, что создаёт слабые места вдоль края гор<ref name="Moore2001">{{статья|заглавие=Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |том=106 |номер=E12 |страницы=33223—33240 |doi=10.1029/2000JE001375 |bibcode=2001JGR...10633223M |язык=en |автор=Moore, J. M.; et al. |год=2001}}</ref>.
 === Атмосфера ===
-[[Файл:Io Aurorae color.jpg|thumb|240px|left|[[Полярное сияние]] в верхних слоях атмосферы Ио. Различными цветами светятся различные компоненты атмосферы. Зелёное свечение даёт натрий, красное — кислород, синее — вулканические газы, такие как диоксид серы. Изображение получено во время затмения на Ио]]
+{{Main|Атмосфера Ио}}[[Файл:Io Aurorae color.jpg|thumb|240px|left|[[Полярное сияние]] в верхних слоях атмосферы Ио. Различными цветами светятся различные компоненты атмосферы. Зелёное свечение даёт натрий, красное — кислород, синее — вулканические газы, такие как диоксид серы{{Нет АИ|16|2|2016}}. Изображение получено во время затмения на Ио]]
-Ио имеет очень тонкую [[Атмосфера|атмосферу]], состоящую в основном из [[Оксид серы(IV)|двуокиси серы]] (SO<sub>2</sub>) с незначительным содержанием моноксида серы (SO), [[Хлорид натрия|хлорида натрия]] (NaCl) и атомарных [[Сера|серы]] и [[кислород]]а<ref name="IobookChap10">{{cite book |last=Lellouch |first=E.; et al. |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=231–264 |chapter=Io's atmosphere}}</ref>. Плотность и температура атмосферы существенно зависят от времени суток, широты, вулканической активности и количества поверхностного инея. Максимальное атмосферное давление на Ио колеблется от 0,33×10<sup>−4</sup> до 3×10<sup>−4</sup> [[Паскаль (единица измерения)|Па]] или от 0,3 до 3 [[Бар (единица измерения)|нбар]]. Оно наблюдается на противоюпитерианском полушарии Ио и вдоль экватора, и иногда наблюдается в начале второй половины дня, когда температура поверхности достигает максимума<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010">{{cite journal | last=Walker |first=A. C. |coauthors=''et al.'' |title=A Comprehensive Numerical Simulation of Io’s Sublimation-Driven Atmosphere |journal=Icarus |volume=press |issue= 1 | series=in|page= 409|year=2010 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2010.01.012 |bibcode=2010Icar..207..409W}}</ref><ref name="Spencer2005">{{cite journal | last=Spencer |first=A. C. |coauthors=''et al.'' |title=Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io’s SO<sub>2</sub> atmosphere |journal=Icarus |volume=176 |issue= 2|pages=283-304 |year=2005 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2005.01.019 |bibcode=2005Icar..176..283S}}</ref>. Были замечены и пики давления в вулканических шлейфах, где оно составляло 5×10<sup>−4</sup>—40×10<sup>−4</sup> Па (5—40 нбар)<ref name="Pearl1979" />. Самое низкое атмосферное давление наблюдается на ночной стороне спутника, где оно падает до величин 0,1×10<sup>−7</sup>—1×10<sup>−7</sup> Па (0,0001—0,001 нбар)<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010" />. Температура атмосферы Ио колеблется в пределах от температуры поверхности на малых высотах, где газообразный диоксид серы находится в равновесии с инеем, до 1800 К на больших высотах, где низкая плотность делает возможным нагрев от заряженных частиц в плазменном торе Ио и [[Джоулево тепло|джоулев нагрев]] от токовой трубки Ио<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010" />. Низкое давление ограничивает влияние атмосферы на поверхность, за исключением временного перераспределения двуокиси серы между богатыми и бедными инеем областями и расширения размеров областей осадков вулканических шлейфов, когда вулканические выбросы падают в более плотную дневную атмосферу<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010" />. Тонкая атмосфера Ио также показывает, что любые зонды, которые будут приземляться на Ио, не будут нуждаться в аэродинамической оболочке с тепловым экраном, но зато должны быть оснащены ретро-ракетами для замедления и остановки аппарата для более мягкого [[Посадка летающего объекта|приземления]]. Малая толщина атмосферы требует и большую устойчивость аппарата к радиации.
+Ио имеет очень тонкую [[Атмосфера|атмосферу]], состоящую в основном из [[Оксид серы(IV)|диоксида серы]] (SO<sub>2</sub>) с незначительным содержанием монооксида серы (SO), [[Хлорид натрия|хлорида натрия]] (NaCl) и атомарных [[Сера|серы]] и [[кислород]]а<ref name="IobookChap10">{{книга |заглавие=Io after Galileo |ссылка=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |год=2007 |издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer-Praxis]] |isbn=3-540-34681-3 |страницы=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/n231 231]—264 |часть=Io's atmosphere |автор=Lellouch, E.; et al. |ответственный=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. }}</ref>. Плотность и температура атмосферы существенно зависят от времени суток, широты, вулканической активности и количества поверхностного инея. Максимальное атмосферное давление на Ио колеблется от 0,33×10<sup>−4</sup> до 3×10<sup>−4</sup> [[Паскаль (единица измерения)|Па]] или от 0,3 до 3 [[Бар (единица измерения)|нбар]]. Оно наблюдается на противоюпитерианском полушарии Ио и вдоль экватора, и иногда наблюдается в начале второй половины дня, когда температура поверхности достигает максимума<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010">{{статья|заглавие=A Comprehensive Numerical Simulation of Io’s Sublimation-Driven Atmosphere |том=207 |номер=1 |страницы=409—432 |doi=10.1016/j.icarus.2010.01.012 |bibcode=2010Icar..207..409W |язык=en |автор=Walker, A. C.; et al. |год=2010 |издательство=[[Elsevier]] |издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref><ref name="Spencer2005">{{статья|заглавие=Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io’s SO<sub>2</sub> atmosphere|том=176|номер=2|страницы=283—304|doi=10.1016/j.icarus.2005.01.019|bibcode=2005Icar..176..283S|язык=en|тип=journal|автор=Spencer, A. C.; et al.|год=2005|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Были замечены и пики давления в вулканических шлейфах, где оно составляло 5×10<sup>−4</sup>—40×10<sup>−4</sup> Па (5—40 нбар)<ref name="Pearl1979" />. Самое низкое атмосферное давление наблюдается на ночной стороне спутника, где оно падает до величин 0,1×10<sup>−7</sup>—1×10<sup>−7</sup> Па (0,0001—0,001 нбар)<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010" />. Температура атмосферы Ио колеблется в пределах от температуры поверхности на малых высотах, где газообразный диоксид серы находится в равновесии с инеем, до {{nobr|1800 К}} на больших высотах, где низкая плотность делает возможным нагрев от заряженных частиц в плазменном торе Ио и [[Джоулево тепло|джоулев нагрев]] от токовой трубки Ио<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010" />. Низкое давление ограничивает влияние атмосферы на поверхность, за исключением временного перераспределения диоксида серы между богатыми и бедными инеем областями и расширения размеров областей осадков вулканических шлейфов, когда вулканические выбросы падают в более плотную дневную атмосферу<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010" />. Тонкая атмосфера Ио также показывает, что любые зонды, которые будут приземляться на Ио, не будут нуждаться в аэродинамической оболочке с тепловым экраном, но зато должны быть оснащены ретро-ракетами для замедления и остановки аппарата для более мягкого [[Посадка летающего объекта|приземления]]. Малая толщина атмосферы требует и большую устойчивость аппарата к радиации.
-Газ из атмосферы Ио сгоняется в магнитосферу Юпитера, улетучиваясь или в нейтральное облако, окружающее Ио, или в плазменный тор (кольцо ионизированных частиц), которое находится на орбите Ио, но вращается совместно с магнитосферой Юпитера. Посредством этого процесса каждую секунду из атмосферы Ио удаляется около тонны газа и, следовательно, она должна пополняться с той же скоростью<ref name="IobookChap11" />. Основной источник S<sub>2</sub> O<sub>2</sub> — вулканические выбросы. Они закачивают в атмосферу Ио в среднем 10 тонн двуокиси серы в секунду, но большая часть этих выбросов выпадает обратно на поверхность<ref name="autogenerated1">{{cite book |last=Geissler |first=P. E. |coauthors=Goldstein, D. B. |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=163–192 |chapter=Plumes and their deposits }}</ref>. Атмосферная двуокись серы находится в газообразном виде в основном за счёт нагрева инея солнечным светом и его [[Сублимация (физика)|сублимации]]<ref name="Moullet2010">{{cite journal | last=Moullet |first=A. |coauthors=''et al.'' |title=Simultaneous mapping of SO2, SO, NaCl in Io’s atmosphere with the Submillimeter Array |journal=Icarus |volume=press |issue= 1 | series=in|page= 353|year=2010 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2010.02.009 |bibcode=2010Icar..208..353M}}</ref>. Атмосфера на дневной стороне в основном сосредоточена в пределах 40° от экватора, где поверхность самая тёплая, а вулканические выбросы самые активные<ref name="Feaga2009">{{cite journal | last=Feaga |first=L. M. |coauthors=''et al.'' |title=Io’s dayside SO<sub>2</sub> atmosphere |journal=Icarus |volume=201 |issue= 2|pages=570-584 |year=2009 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2009.01.029 |bibcode=2009Icar..201..570F}}</ref>. Существование атмосферы за счёт сублимации согласуется с тем, что плотность атмосферы максимальна на противоюпитерианском полушарии Ио, где больше всего инея SO<sub>2</sub>, и с тем, что эта плотность увеличивается при приближении Ио к Солнцу<ref name="IobookChap10" /><ref name="Moullet2010" /><ref name="AlohaIo">{{cite web|last=Spencer|first=John|url=http://www.planetary.org/blog/article/00001980/|title=Aloha, Io|work=The Planetary Society Blog|publisher=The Planetary Society|accessdate=2010-03-07|date=8 June 2009|archiveurl=http://www.webcitation.org/65Cglf6Tl|archivedate=2012-02-04}}</ref>. Однако некоторый вклад в атмосферу делают и вулканические выбросы, так как самая высокая её плотность наблюдается возле жерл вулканов<ref name="IobookChap10" />. Поскольку давление двуокиси серы в атмосфере тесно связано с поверхностной температурой, атмосфера Ио в некоторой мере съёживается ночью или когда спутник находится в тени Юпитера. Деградация атмосферы во время затмения несколько ограничена образованием диффузионного слоя моноксида серы в самой нижней части атмосферы{{прояснить}}, но атмосферное давление на ночной стороне Ио на два—четыре порядка меньше, чем в максимуме сразу после полудня<ref name="Walker2010" /><ref name="Moore2009">{{cite journal | last=Moore |first=C. H. |coauthors=''et al.'' |title=1-D DSMC simulation of Io’s atmospheric collapse and reformation during and after eclipse |journal=Icarus |volume=201 |issue= 2|pages=585–597 |year=2009 |url= | doi=10.1016/j.icarus.2009.01.006 |bibcode=2009Icar..201..585M}}</ref>. Второстепенные составляющие атмосферы Ио (такие как NaCl, SO, O и S) берутся из вулканических выбросов или в результате [[Фотодиссоциация|фотодиссоциации]] SO<sub>2</sub> (распада, вызванного солнечным ультрафиолетовым излучением), либо в процессе разрушения поверхностных отложений заряженными частицами из магнитосферы Юпитера<ref name="Moullet2010" />.
+Газ из атмосферы Ио сгоняется в магнитосферу Юпитера, улетучиваясь или в нейтральное облако, окружающее Ио, или в плазменный тор (кольцо ионизированных частиц), которое находится на орбите Ио, но вращается совместно с магнитосферой Юпитера. Посредством этого процесса каждую секунду из атмосферы Ио удаляется около тонны газа и, следовательно, она должна пополняться с той же скоростью<ref name="IobookChap11" />. Основной источник SO<sub>2</sub> — вулканические выбросы. Они закачивают в атмосферу Ио в среднем 10 тонн диоксида серы в секунду, но большая часть этих выбросов выпадает обратно на поверхность<ref name="autogenerated1">{{книга |заглавие=Io after Galileo |ссылка=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |год=2007 |издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer-Praxis]] |isbn=3-540-34681-3 |страницы=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/n163 163]—192 |часть=Plumes and their deposits |автор=Geissler, P. E.; Goldstein, D. B. |ответственный=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. }}</ref>. Атмосферный диоксид серы находится в газообразном виде в основном за счёт нагрева инея солнечным светом и его [[Сублимация (физика)|сублимации]]<ref name="Moullet2010">{{статья|заглавие=Simultaneous mapping of SO<sub>2</sub>, SO, NaCl in Io’s atmosphere with the Submillimeter Array |том=208 |номер=1 |страницы=353—365 |doi=10.1016/j.icarus.2010.02.009 |bibcode=2010Icar..208..353M |язык=en |автор=Moullet, A.; et al. |год=2010 |издательство=[[Elsevier]] |издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Атмосфера на дневной стороне в основном сосредоточена в пределах 40° от экватора, где поверхность самая тёплая, а вулканические выбросы самые активные<ref name="Feaga2009">{{статья|заглавие=Io’s dayside SO<sub>2</sub> atmosphere|том=201|номер=2|страницы=570—584|doi=10.1016/j.icarus.2009.01.029|bibcode=2009Icar..201..570F|автор=Feaga, L. M.; et al.|год=2009|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Существование атмосферы за счёт сублимации согласуется с тем, что плотность атмосферы максимальна на противоюпитерианском полушарии Ио, где больше всего инея SO<sub>2</sub>, и с тем, что эта плотность увеличивается при приближении Ио к Солнцу<ref name="IobookChap10" /><ref name="Moullet2010" /><ref name="AlohaIo">{{cite web|last=Spencer|first=John|url=http://www.planetary.org/blog/article/00001980/|title=Aloha, Io|website = The Planetary Society Blog|publisher=The Planetary Society|access-date=2010-03-07|date=2009-06-08|archive-url=https://web.archive.org/web/20120304215135/http://www.planetary.org/blog/article/00001980/|archive-date=2012-03-04}}</ref>. Однако некоторый вклад в атмосферу делают и вулканические выбросы, так как самая высокая её плотность наблюдается возле жерл вулканов<ref name="IobookChap10" />. Поскольку давление диоксида серы в атмосфере тесно связано с поверхностной температурой, атмосфера Ио в некоторой мере съёживается ночью или когда спутник находится в тени Юпитера. Деградацию атмосферы во время затмения существенно затрудняет образование над поверхностью диффузионного слоя неконденсирующегося газа (моноксида серы), но всё же атмосферное давление на ночной стороне Ио на два—четыре порядка меньше, чем в максимуме сразу после полудня<ref name="Walker2010" /><ref name="Moore2009">{{статья|заглавие=1-D DSMC simulation of Io’s atmospheric collapse and reformation during and after eclipse|том=201|номер=2|страницы=585—597|doi=10.1016/j.icarus.2009.01.006|bibcode=2009Icar..201..585M|язык=en|тип=journal|автор=Moore, C. H.; et al.|год=2009|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Второстепенные составляющие атмосферы Ио (такие как NaCl, SO, O и S) берутся из вулканических выбросов или в результате [[Фотодиссоциация|фотодиссоциации]] SO<sub>2</sub> (распада, вызванного солнечным ультрафиолетовым излучением), либо в процессе разрушения поверхностных отложений заряженными частицами из магнитосферы Юпитера<ref name="Moullet2010" />.
-На изображениях Ио, сделанных высокочувствительными камерами во время затмения спутника, видны полярные сияния<ref name="autogenerated2">{{cite journal | last=Geissler |first=P. E. |coauthors=''et al.'' |title=Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io |journal=Science |volume=285 |issue= 5429|pages=870–874 |year=1999 |url= | doi=10.1126/science.285.5429.870 |pmid=10436151|bibcode = 1999Sci...285..870G}}</ref>. Как и на Земле, эти сияния вызываются радиацией, поражающей атмосферу, но в случае Ио заряженные частицы прибывают по линиям магнитного поля Юпитера, а не от [[Солнечный ветер|солнечного ветра]]. Обычно полярные сияния наблюдаются возле магнитных полюсов планет, но у Ио они самые яркие вблизи экватора. У Ио нет собственного магнитного поля, поэтому заряженные частицы, движущиеся вдоль магнитного поля Юпитера, беспрепятственно воздействуют на атмосферу спутника. Ярчайшие [[Полярное сияние|полярные сияния]] возникают вблизи экватора — там, где линии магнитного поля параллельны поверхности спутника и, следовательно, пересекают бо́льшую толщу газа. Полярные сияния в этих областях колеблются в зависимости от изменений ориентации наклонённого магнитного диполя Юпитера<ref name="Retherford2000">{{cite journal | last=Retherford |first=K. D. |coauthors=''et al.'' |title=Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions |journal=J. Geophys. Res. |volume=105 |issue=A12 |pages=27,157–27,165 |year=2000 |url= | doi=10.1029/2000JA002500 |bibcode=2000JGR...10527157R}}</ref>. Кроме экваториальных, наблюдаются и другие полярные сияния (тоже видимые на изображении выше): красное свечение атомов кислорода вдоль лимба Ио и зелёное свечение атомов натрия на её ночной стороне<ref name="Geissler1999" />.
+На изображениях Ио, сделанных высокочувствительными камерами во время затмения спутника, видны полярные сияния<ref name="autogenerated2">{{статья|заглавие=Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io|издание=Science|том=285|номер=5429|страницы=870—874|doi=10.1126/science.285.5429.870|pmid=10436151|bibcode=1999Sci...285..870G|автор=Geissler, P. E.; et al.|год=1999|язык=en}}</ref>. Как и на Земле, эти сияния вызываются радиацией, поражающей атмосферу, но в случае Ио заряженные частицы прибывают по линиям магнитного поля Юпитера, а не от [[Солнечный ветер|солнечного ветра]]. Обычно полярные сияния наблюдаются возле магнитных полюсов планет, но у Ио они самые яркие вблизи экватора. У Ио нет собственного магнитного поля, поэтому заряженные частицы, движущиеся вдоль магнитного поля Юпитера, беспрепятственно воздействуют на атмосферу спутника. Ярчайшие [[Полярное сияние|полярные сияния]] возникают вблизи экватора — там, где линии магнитного поля параллельны поверхности спутника и, следовательно, пересекают бо́льшую толщу газа. Полярные сияния в этих областях колеблются в зависимости от изменений ориентации наклонённого магнитного диполя Юпитера<ref name="Retherford2000">{{статья|заглавие=Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions |издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}} |том=105 |номер=A12 |страницы=27,157—27,165 |doi=10.1029/2000JA002500 |bibcode=2000JGR...10527157R |язык=en |автор=Retherford, K. D.; et al. |год=2000}}</ref>. Кроме экваториальных, наблюдаются и другие полярные сияния (тоже видимые на изображении выше): красное свечение атомов кислорода вдоль лимба Ио и зелёное свечение атомов натрия на её ночной стороне<ref name="Geissler1999" />.
 == Примечания ==
+=== Сноски ===
+{{примечания|group="к"}}
+=== Источники ===
 {{примечания|2|refs=
 <ref name=IAU_Moon_Discoveries>{{cite web
- |last=Blue|first=Jennifer
+ |last        = Blue
+ |first       = Jennifer
- |date=2009-11-09
+ |date        = 2009-11-09
- |url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html
+ |url         = https://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html
- |title=Planet and Satellite Names and Discoverers
+ |title       = Planet and Satellite Names and Discoverers
- |publisher=USGS
+ |publisher   = USGS
- |accessdate=2010-01-13
+ |access-date  = 2010-01-13
- |archiveurl=http://www.webcitation.org/610c8g3sc
+ |archive-url  = https://www.webcitation.org/610c8g3sc?url=https://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Planets
- |archivedate=2011-08-17
+ |archive-date = 2011-08-17
 }}</ref>
-<ref name=Thomas1998>{{cite journal
+<ref name=Thomas1998>{{статья
+|заглавие=The Shape of Io from Galileo Limb Measurements
- |last=Thomas |first=P. C. |coauthors=''et al.''
+|том=135
- |year=1998
+|номер=1
- |title=The Shape of Io from Galileo Limb Measurements
+|страницы=175—180
- |journal=Icarus
+|doi=10.1006/icar.1998.5987
- |volume=135
+|bibcode=1998Icar..135..175T
- |issue=1
+|автор=Thomas, P. C.; et al.
- |pages=175–180
+|год=1998
- |doi=10.1006/icar.1998.5987
+|язык=en
- |bibcode=1998Icar..135..175T
+|издательство=[[Elsevier]]
+|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]
 }}</ref>
 <ref name=Ringwald_2000>{{cite web
- |title=SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)
+ |title       = SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)
- |author=Frederick A. Ringwald
+ |author      = Frederick A. Ringwald
- |publisher=California State University, Fresno
+ |publisher   = California State University, Fresno
- |url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt
+ |url         = http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt
- |date=2000-02-29
+ |date        = 2000-02-29
- |accessdate=2009-07-04
+ |access-date  = 2009-07-04
+ |archive-url  = https://web.archive.org/web/20120130224350/http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt
- |archiveurl=http://www.webcitation.org/64vZYGpi8
- |archivedate=2012-01-24
+ |archive-date = 2012-01-30
 }}</ref>
 }}
 == Литература ==
+* {{книга |автор=[[Бурба, Георгий Александрович|Бурба Г. А.]] |ответственный=Отв. ред. [[Флоренский, Кирилл Павлович|К. П. Флоренский]] и Ю. И. Ефремов |заглавие=Номенклатура деталей рельефа галилеевых спутников Юпитера |ссылка=https://books.google.com.ua/books?hl=ru&id=N3Y4AAAAIAAJ |место=Москва |издательство=Наука |год=1984 |страниц=84 |ref=}}
-* {{книга
+* {{книга|автор=Силкин Б. И.|заглавие=В мире множества лун|место=М.|издательство=[[Наука (издательство)|Наука]]|год=1982|страниц=208|тираж=150000|ref=Силкин}}
- |автор         = Бурба Г. А.
+* ''Джонсон Т., Содерблом Л''. Ио. // [[В мире науки]], 1984, № 2, с.12-25
- |ответственный = Отв. ред. [[Флоренский, Кирилл Павлович|К. П. Флоренский]] и Ю. И. Ефремов
- |заглавие      = Номенклатура деталей рельефа галилеевых спутников Юпитера
+== Ссылки ==
- |ссылка        = http://books.google.com.ua/books?hl=ru&id=N3Y4AAAAIAAJ
+{{Навигация
- |место         = Москва
+|Портал = Астрономия
- |издательство  = Наука
- |год           = 1984
- |страниц       = 88
- |isbn          =
- |ref           = Номенклатура деталей рельефа галилеевых спутников Юпитера
 }}
+* {{cite web |url = https://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Io |title = Профиль спутника  |lang = en  |archive-url = https://web.archive.org/web/20151107085325/https://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Io |archive-date = 2015-11-07 }} на сайте НАСА
+* {{cite web |title = Видео о вращении Ио |url = http://sos.noaa.gov/videos/Io.mov |archive-url = https://web.archive.org/web/20120301025914/http://sos.noaa.gov/videos/Io.mov |archive-date = 2012-03-01 |url-status = dead  |lang = en }}
+* [https://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Io Каталог НАСА изображений Ио]{{ref-en}}
+* [http://pirlwww.lpl.arizona.edu/missions/Galileo/releases/ Изображения со спутника «Галилео»]{{ref-en}}
+* [https://astrogeology.usgs.gov/maps/io-voyager-galileo-global-mosaics Глобальная карта Ио] на сайте {{cite web |title = планетной геологии USGS |url = https://astrogeology.usgs.gov/ |archive-url = https://web.archive.org/web/20170810044014/https://astrogeology.usgs.gov/ |archive-date = 2017-08-10 |url-status = dead |lang = en |access-date = 2017-10-04 }}, основанная на снимках с «Вояджеров» и «Галилео»
+* [https://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/IO/target Список наименованных деталей поверхности Ио] и [https://planetarynames.wr.usgs.gov/images/io_comp_color.pdf карта с их названиями] на [https://planetarynames.wr.usgs.gov/ сайте планетной номенклатуры USGS]{{ref-en}}
+* {{cite web |title = Сайт об Ио |url = http://www.freescience.ru/io/main.html |archive-url = https://web.archive.org/web/20100407012057/http://www.freescience.ru/io/main.html |archive-date = 2010-04-07 |url-status = dead  |lang = ru }}
+* {{cite web |title = Извержения миров |author=[[Бурба, Георгий Александрович|Бурба Г. А.]] |publisher=Вокруг Света |url = http://www.vokrugsveta.ru/vs/article/2667/ |archive-url = https://web.archive.org/web/20190102040346/http://www.vokrugsveta.ru/vs/article/2667/ |archive-date = 2019-01-02 |url-status = live }}
+{{Библиоинформация}}
-== См. также ==
-* [[Вулканизм на Ио]]
-== Ссылки ==
-{{commons|Category:Io}}
-* [http://www.freescience.ru/io/main.html Сайт об Ио]
-* [http://www.vokrugsveta.ru/publishing/vs/archives/?item_id=2667 Популярная статья о вулканизме планет]
 {{Ио}}
 {{Спутники Юпитера}}
+{{Юпитер}}
 {{Спутники Солнечной системы}}
 {{Солнечная система}}
+{{Атмосферы}}
-{{Библиоинформация}}
-[[Категория:Спутники Юпитера]]
+[[Категория:Ио (спутник)| ]]
-[[Категория:Ио (спутник)]]
 [[Категория:Астрономические объекты, открытые в 1610 году]]
-{{Link FA|als}}
-{{Link FA|cs}}
-{{Link FA|de}}
-{{Link FA|en}}
-{{Link FA|no}}
-{{Link FA|vi}}
-{{Link GA|ro}}
-{{Link GA|sk}}

Ио (спутник): различия между версиями

Текущая версия от 15:31, 5 декабря 2024

Номенклатура

Наблюдения

«Пионер»

«Вояджер»

«Галилео»

Последующие наблюдения

Орбита и вращение

Взаимодействие с магнитосферой Юпитера

Структура

Внутренняя структура

Приливный разогрев

Поверхность

Поверхностный состав

Вулканизм

Горы

Атмосфера

Примечания

Сноски

Источники

Литература

Ссылки

Навигация

Поиск