Ио (луна) -Io (moon)

Ио
Цветное изображение, сделанное орбитальным аппаратом Galileo.
Космический аппарат " Галилео " сделал полноцветное изображение Ио. Темное пятно слева от центра — это извергающийся вулкан Прометей . Беловатые равнины по обе стороны от него покрыты инеем из вулканического диоксида серы , тогда как более желтые области содержат более высокую долю серы .
Открытие
Обнаружено Галилео Галилей
Дата открытия 8 января 1610 г.
Обозначения
Произношение / аɪ . / или как греко-латинскоеĪō(приблизительно как / ˈ iː . / )
Названный в честь
Ἰώ Īō
Юпитер I
прилагательные Ионийский / ˈ oʊ n i ə n /
Орбитальные характеристики
периапсис 420 000  км (0,002 807  а.е. )
Апоапсис 423 400  км (0,002 830  а.е. )
421 700  км (0,002 819  а.е. )
Эксцентриситет 0,0041
1,769 137 786  д (152 853 .5047 с ,42,459 306 86  ч )
17,334 км/с
наклон 0,05° (к экватору Юпитера)
2,213° (к эклиптике )
Спутник Юпитер
Группа галилеева луна
Физические характеристики
Габаритные размеры 3660,0 × 3637,4 × 3630,6 км
Средний радиус
1 821,6 ± 0,5 км ( 0,286 Земли)
41 910 000  км 2 (0,082 Земли)
Объем 2,53 × 10 10  км 3 (0,023 Земли)
масса (8,931 938 ± 0,000 018 ) × 10 22  кг (0,015 Земли)
Средняя плотность
3,528 ± 0,006 г/см 3 (0,639 Земли)
1,796  м/с 2 (0,183 г )
0,378 24 ± 0,000 22
2,558 км/с
синхронный
Экваториальная скорость вращения
271 км/ч
Альбедо 0,63 ± 0,02
Температура поверхности мин иметь в виду Максимум
Поверхность 90  К 110  К 130 К
5.02 ( оппозиция )
1,2 угловых секунды
Атмосфера
Поверхностное давление
от 0,5 до 4 мПа (от 4,93 × 10–9 до 3,95 × 10–8 атм  )
Состав по объему 90%  диоксид серы

Ио ( /ˈaɪ.oʊ/ ) , или Юпитер I , является самой внутренней и третьей по величине из четырех галилеевых лун планеты Юпитер . Чуть больше Луны Земли , Ио является четвертой по величине луной в Солнечной системе , имеет самую высокую плотность среди всех лун, самую сильную поверхностную гравитацию среди всех лун и наименьшее количество воды (по атомному соотношению ) среди всех известных астрономических объектов . в Солнечной системе. Он был открыт в 1610 году Галилео Галилеем и назван в честь мифологического персонажа Ио , жрицы Геры , которая стала одной из любовниц Зевса .

Ио с более чем 400 действующими вулканами является наиболее геологически активным объектом в Солнечной системе. Эта экстремальная геологическая активность является результатом приливного нагрева из -за трения , возникающего внутри Ио, когда его тянет между Юпитером и другими галилеевыми спутниками — Европой , Ганимедом и Каллисто . Несколько вулканов производят шлейфы серы и диоксида серы , которые поднимаются на высоту до 500 км (300 миль) над поверхностью. Поверхность Ио также усеяна более чем 100 горами, которые были подняты в результате сильного сжатия основания силикатной коры Ио. Некоторые из этих пиков выше, чем гора Эверест , самая высокая точка на поверхности Земли . В отличие от большинства спутников во внешней Солнечной системе, которые в основном состоят из водяного льда , Ио в основном состоит из силикатных пород, окружающих ядро ​​из расплавленного железа или сульфида железа . Большая часть поверхности Ио состоит из обширных равнин, покрытых инеем из серы и двуокиси серы .

Вулканизм Ио отвечает за многие его уникальные особенности. Его вулканические шлейфы и потоки лавы вызывают большие изменения поверхности и окрашивают поверхность в различные тонкие оттенки желтого, красного, белого, черного и зеленого цветов, в основном из-за аллотропов и соединений серы. Многочисленные обширные потоки лавы, некоторые из которых имеют длину более 500 км (300 миль), также отмечают поверхность. Материалы, произведенные этим вулканизмом, составляют тонкую, неоднородную атмосферу Ио и обширную магнитосферу Юпитера . Вулканические выбросы Ио также образуют большой плазменный тор вокруг Юпитера.

Ио сыграла значительную роль в развитии астрономии 17—18 вв.; открытый в январе 1610 года Галилео Галилеем , наряду с другими галилеевыми спутниками , это открытие способствовало принятию коперниканской модели Солнечной системы, разработке кеплеровских законов движения и первому измерению скорости света . Если смотреть с Земли, Ио оставался просто точкой света до конца 19-го и начала 20-го веков, когда стало возможным разрешить его крупномасштабные особенности поверхности, такие как темно-красные полярные и яркие экваториальные области. В 1979 году два космических корабля " Вояджер " показали, что Ио является геологически активным миром с многочисленными вулканическими образованиями, большими горами и молодой поверхностью без явных ударных кратеров. Космический корабль Галилео совершил несколько близких облетов в 1990-х и начале 2000-х годов, получив данные о внутренней структуре и составе поверхности Ио. Эти космические аппараты также выявили связь между магнитосферой Ио и Юпитера и существование пояса высокоэнергетического излучения с центром на орбите Ио. Ио получает около 3600 бэр (36 Зв ) ионизирующего излучения в день.

Дальнейшие наблюдения были сделаны Кассини-Гюйгенсом в 2000 году, New Horizons в 2007 году и Juno с 2017 года, а также с наземных телескопов и космического телескопа Хаббла .

Номенклатура

Сравнение размеров Ио (внизу слева), Луны (вверху слева) и Земли

Хотя Симону Мариусу не приписывают единственное открытие галилеевых спутников, его имена для лун были приняты. В своей публикации 1614 года Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici он предложил несколько альтернативных названий для самой внутренней из больших лун Юпитера, в том числе «Меркурий Юпитера» и «Первая из планет Юпитера». Основываясь на предложении Иоганна Кеплера в октябре 1613 года, он также разработал схему именования, согласно которой каждая луна была названа в честь любовника греческого мифологического Зевса или его римского эквивалента Юпитера . Он назвал внутреннюю большую луну Юпитера в честь греческого мифологического персонажа Ио :

... Inprimis autem celebrantur tres fœminæ Virgines, quarum furtivo amore Iupiter captus & positus est, videlicet Io Inachi Amnis filia... Primus à me vocatur Io... [Io,] Europa, Ganimedes puer, atque Calisto, lascivo nimium perplacuere Джови.

... Во-первых, должны быть прославлены три молодые женщины, которые были захвачены Юпитером для тайной любви, а именно, Ио, дочь реки Инах ... Первую [луну] я называю Ио ... Ио, Европа, мальчик Ганимед и Каллисто очень понравились похотливому Юпитеру.

Имена Мариуса не получили широкого распространения вплоть до столетий спустя (середина 20 века). В большей части ранней астрономической литературы Ио обычно упоминается под римскими цифрами (система, введенная Галилеем) как « Юпитер I » или как «первый спутник Юпитера».

Обычное английское произношение имени - / ˈ aɪ / , хотя иногда люди пытаются более «аутентичное» произношение, / ˈ iː / . Имя имеет две конкурирующие основы на латыни: Īō и (редко) Īōn . Последнее является основой английской формы прилагательного Ionian.

Особенности на Ио названы в честь персонажей и мест из мифа об Ио, а также божеств огня, вулканов, Солнца и грома из различных мифов, а также персонажей и мест из « Ада » Данте : имена соответствуют вулканической природе поверхности. С тех пор, как " Вояджер-1 " впервые увидел поверхность с близкого расстояния , Международный астрономический союз утвердил 225 названий для вулканов, гор, плато и больших особенностей альбедо Ио. Утвержденные категории объектов, используемые на Ио для различных типов вулканических образований, включают patera («блюдце»; вулканическая депрессия), fluctus («поток»; лавовый поток), vallis («долина»; лавовый канал) и активный эруптивный центр (местоположение) . где плюмовая активность была первым признаком вулканической активности на конкретном вулкане). Именованные горы, плато, слоистая местность и щитовые вулканы включают термины mons , mensa («стол»), planum и tholus («ротонда») соответственно. Названные области с ярким альбедо используют термин regio . Примерами именованных объектов являются Prometheus , Pan Mensa, Tvashtar Paterae и Tsũi Goab Fluctus.

История наблюдений

Галилео Галилей , первооткрыватель Ио

Первое зарегистрированное наблюдение Ио было сделано Галилео Галилеем 7 января 1610 года с использованием 20-кратного преломляющего телескопа в Падуанском университете . Однако в этом наблюдении Галилей не смог разделить Ио и Европу из-за малой мощности своего телескопа, поэтому они были записаны как одна светящаяся точка. Ио и Европа были впервые замечены как отдельные тела во время наблюдений Галилея за системой Юпитера на следующий день, 8 января 1610 года (дата открытия Ио МАС ). Открытие Ио и других галилеевых спутников Юпитера было опубликовано в «Sidereus Nuncius» Галилея в марте 1610 года. открытие. Галилей усомнился в этом утверждении и отверг работу Мариуса как плагиат. Несмотря на это, первое зарегистрированное наблюдение Мариуса относится к 29 декабря 1609 года по юлианскому календарю , что соответствует 8 января 1610 года по григорианскому календарю , который использовал Галилей. Учитывая, что Галилей опубликовал свою работу раньше Мариуса, Галилею приписывают открытие.

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

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

Телескопические наблюдения в середине 20 века стали намекать на необычность Ио. Спектроскопические наблюдения показали, что поверхность Ио была лишена водяного льда (вещества, которого было много на других галилеевых спутниках). Те же наблюдения показали, что на поверхности преобладают испарения, состоящие из солей натрия и серы . Радиотелескопические наблюдения выявили влияние Ио на магнитосферу Юпитера , о чем свидетельствуют всплески декаметровой длины волны , связанные с периодом обращения Ио.

Пионер

Первыми космическими аппаратами, пролетевшими мимо Ио, были зонды « Пионер-10 » и « 11 » 3 декабря 1973 года и 2 декабря 1974 года соответственно. Радиослежение предоставило улучшенную оценку массы Ио, которая, наряду с наилучшей доступной информацией о его размере, показала, что он имеет самую высокую плотность среди галилеевых спутников и состоит в основном из силикатных пород, а не из водяного льда. Pioneer также выявил наличие тонкой атмосферы и интенсивных радиационных поясов вблизи орбиты Ио. Камера на борту Pioneer 11 сделала единственное хорошее изображение Луны, полученное обоими космическими аппаратами, показывающее ее северный полярный регион. Во время встречи с Pioneer 10 были запланированы снимки крупным планом , но они были потеряны из-за высокой радиации.

Вояджер

Мозаика Вояджера-1 , покрывающая южный полярный регион Ио. Это включает в себя две из десяти самых высоких вершин Ио, горы Эвбея в верхнем левом углу и гору Хемус внизу.

Когда два зонда « Вояджер-1 » и «Вояджер-2 » прошли мимо Ио в 1979 году, их более совершенная система обработки изображений позволила получить гораздо более подробные изображения. «Вояджер-1» пролетел мимо Ио 5 марта 1979 года с расстояния 20 600 км (12 800 миль). Изображения, полученные во время сближения, показали странный разноцветный ландшафт без ударных кратеров. Изображения с самым высоким разрешением показали относительно молодую поверхность, перемежающуюся ямами странной формы, горы выше Эвереста и особенности, напоминающие потоки вулканической лавы.

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

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

Галилео

Изображение Galileo с улучшенными цветами , показывающее темное пятно (чуть ниже слева от центра, прерывающее красное кольцо короткоцепочечных аллотропов серы , отложенных Пеле ), образовавшееся в результате крупного извержения в Пиллан Патера в 1997 г.
Вид на Ио и Юпитер, сделанный миссией Кассини-Гюйгенс 1 января 2001 г.

Космический корабль « Галилео » прибыл к Юпитеру в 1995 году после шестилетнего путешествия с Земли, чтобы проследить за открытиями двух зондов « Вояджер» и наземными наблюдениями, проведенными за прошедшие годы. Расположение Ио в одном из самых интенсивных радиационных поясов Юпитера исключало длительный близкий пролет, но Галилео действительно прошел рядом незадолго до выхода на орбиту для своей двухлетней основной миссии по изучению системы Юпитера. Хотя во время близкого пролета 7 декабря 1995 г. не было сделано никаких изображений, встреча все же дала важные результаты, такие как открытие большого железного ядра, подобного тому, что обнаружено на скалистых планетах внутренней части Солнечной системы.

Несмотря на отсутствие изображений крупным планом и механические проблемы, которые сильно ограничивали объем возвращаемых данных, во время основной миссии Галилея было сделано несколько важных открытий . Галилей наблюдал последствия крупного извержения в Пиллан Патера и подтвердил, что вулканические извержения состоят из силикатной магмы с богатым магнием основным и ультраосновным составом. Дистанционные изображения Ио были получены почти для каждой орбиты во время основной миссии, показывая большое количество действующих вулканов (как тепловое излучение остывающей магмы на поверхности, так и вулканические шлейфы), многочисленные горы с самыми разнообразными морфологиями и несколько изменений поверхности, которые произошли. место как между эпохами Вояджера и Галилея , так и между орбитами Галилея .

Миссия Галилео дважды продлевалась, в 1997 и 2000 годах. Во время этих расширенных миссий зонд трижды пролетел мимо Ио в конце 1999 и начале 2000 года и три раза в конце 2001 и начале 2002 года. Наблюдения во время этих встреч выявили геологические процессы, происходящие на Вулканы и горы Ио исключали наличие магнитного поля и демонстрировали степень вулканической активности.

Кассини

В декабре 2000 года космический аппарат Кассини совершил дальнюю и краткую встречу с системой Юпитера на пути к Сатурну , что позволило провести совместные наблюдения с Галилеем . Эти наблюдения выявили новый шлейф в Тваштар-Патере и дали представление о полярных сияниях Ио .

Новые горизонты

Космический корабль « Новые горизонты» , направлявшийся к Плутону и поясу Койпера , пролетел мимо системы Юпитера и Ио 28 февраля 2007 года. Во время встречи были получены многочисленные удаленные наблюдения Ио. К ним относятся изображения большого шлейфа в Тваштаре, обеспечивающие первые подробные наблюдения самого большого класса ионических вулканических шлейфов после наблюдений шлейфа Пеле в 1979 году. New Horizons также сделала снимки вулкана возле Гирру Патера на ранних стадиях извержения. и несколько извержений вулканов, произошедших со времен Галилея .

Юнона

Космический аппарат « Юнона » был запущен в 2011 году и вышел на орбиту вокруг Юпитера 5 июля 2016 года. Миссия « Юноны » в первую очередь направлена ​​на улучшение нашего понимания недр Юпитера, магнитного поля, полярных сияний и полярной атмосферы. 54 - дневная орбита Юноны сильно наклонена и сильно эксцентрична, чтобы лучше охарактеризовать полярные регионы Юпитера и ограничить ее воздействие на жесткие внутренние радиационные пояса планеты, ограничивая близкие встречи со спутниками Юпитера. Во время своей основной миссии, которая длилась до июня 2021 года, самое близкое сближение Юноны с Ио на сегодняшний день произошло во время Perijove 25 17 февраля 2020 года на расстоянии 195 000 километров, получив спектрометрию в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью JIRAM, когда Ио находилась в тени Юпитера. . В январе 2021 года НАСА официально продлило миссию «Юнона» до сентября 2025 года. В то время как сильно наклоненная орбита « Юноны » удерживает космический корабль от орбитальных плоскостей Ио и других крупных спутников Юпитера, ее орбита прецессирует, так что ее близкая точка сближения к Юпитеру находится на возрастающих широтах, и восходящий узел его орбиты с каждым оборотом приближается к Юпитеру. Эта орбитальная эволюция позволит Juno выполнить серию близких столкновений со спутниками Галилея во время расширенной миссии. Два близких сближения с Ио запланированы для расширенной миссии Юноны на 30 декабря 2023 года и 3 февраля 2024 года, обе на высоте 1500 километров. В период с июля 2022 года по май 2025 года также запланировано девять дополнительных встреч на высотах от 11 500 до 94 000 километров. Основная цель этих встреч будет заключаться в том, чтобы улучшить наше понимание гравитационного поля Ио с помощью доплеровского отслеживания и получить изображение поверхности Ио для поиска изменений поверхности с тех пор. В последний раз Ио видели вблизи в 2007 году.

В течение нескольких витков « Юнона » наблюдала за Ио на расстоянии, используя JunoCAM, широкоугольную камеру видимого света, для поиска вулканических шлейфов и JIRAM, спектрометр ближнего инфракрасного диапазона и формирователь изображений, для наблюдения за тепловым излучением вулканов Ио. Спектроскопия ближнего инфракрасного диапазона JIRAM до сих пор позволяла грубо отображать иней из диоксида серы на поверхности Ио, а также отображать второстепенные компоненты поверхности, слабо поглощающие солнечный свет на 2,1 и 2,65 мкм.

Будущие миссии

В системе Юпитера запланированы две предстоящие миссии. Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) — это запланированная миссия Европейского космического агентства к системе Юпитера, которая должна завершиться на орбите Ганимеда. Запуск JUICE запланирован на 2023 год, а прибытие к Юпитеру запланировано на июль 2031 года. JUICE не будет летать к Ио, но будет использовать свои инструменты, такие как узкоугольная камера, для наблюдения за вулканической активностью Ио и измерения состава ее поверхности во время двухлетняя фаза полета к Юпитеру перед выходом на орбиту Ганимеда. Europa Clipper — это запланированная миссия НАСА в систему Юпитера, сосредоточенная на спутнике Юпитера Европе. Как и JUICE, Europa Clipper не будет совершать никаких облетов Ио, но вполне вероятно дистанционное наблюдение за вулканами. Запуск Europa Clipper запланирован на 2024 год, а прибытие к Юпитеру — на 2030 год.

Io Volcano Observer ( IVO) — это предложение НАСА, которое в настоящее время находится на этапе A, для недорогой миссии класса Discovery, которая будет запущена в январе 2029 года. Он совершит десять облетов Ио, находясь на орбите вокруг Юпитера, начиная с начало 2030-х годов. Однако миссии на Венеру DAVINCI+ и VERITAS были выбраны в пользу них.

Орбита и вращение

Анимация резонанса Лапласа Ио, Европы и Ганимеда (соединения выделены изменением цвета)

Ио вращается вокруг Юпитера на расстоянии 421 700 км (262 000 миль) от центра Юпитера и 350 000 км (217 000 миль) от его облаков. Это самый внутренний из галилеевых спутников Юпитера, его орбита лежит между орбитами Фив и Европы . Включая внутренние спутники Юпитера, Ио является пятой луной от Юпитера. Ио требуется около 42,5 часов, чтобы совершить один оборот вокруг Юпитера (достаточно быстро, чтобы его движение можно было наблюдать за одну ночь наблюдения). Ио находится в орбитальном резонансе среднего движения 2: 1 с Европой и в орбитальном резонансе среднего движения 4: 1 с Ганимедом , завершая две орбиты Юпитера за каждую одну орбиту, завершенную Европой, и четыре орбиты за каждую завершенную Ганимедом. Этот резонанс помогает поддерживать эксцентриситет орбиты Ио (0,0041), что, в свою очередь, обеспечивает основной источник нагрева для его геологической активности. Без этого вынужденного эксцентриситета орбита Ио закруглялась бы из-за приливной диссипации , что привело бы к менее геологически активному миру.

Как и другие галилеевские спутники и Луна , Ио вращается синхронно со своим орбитальным периодом, удерживая одну сторону почти направленной к Юпитеру. Эта синхронность обеспечивает определение системы долготы Ио. Нулевой меридиан Ио пересекает экватор в точке ниже Юпитера. Сторона Ио, которая всегда обращена к Юпитеру, известна как субюпитерианское полушарие, а сторона, которая всегда обращена в сторону, известна как антиюпитерианское полушарие. Сторона Ио, которая всегда обращена в направлении, в котором Ио движется по своей орбите, известна как ведущее полушарие, тогда как сторона, которая всегда обращена в противоположном направлении, известна как заднее полушарие.

С поверхности Ио Юпитер будет простираться по дуге в 19,5 °, в результате чего Юпитер будет казаться в 39 раз больше видимого диаметра земной Луны.

Взаимодействие с магнитосферой Юпитера

Схема магнитосферы Юпитера и компонентов, находящихся под влиянием Ио (около центра изображения): плазменный тор (красный), нейтральное облако (желтый), магнитная трубка (зеленый) и силовые линии магнитного поля (синий). ).

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

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

Окружает Ио (на расстоянии до шести радиусов Ио от его поверхности) облако нейтральных атомов серы, кислорода, натрия и калия. Эти частицы возникают в верхних слоях атмосферы Ио и возбуждаются столкновениями с ионами в плазменном торе (обсуждаемом ниже) и другими процессами, заполняя сферу Хилла Ио , которая является областью, где гравитация Ио преобладает над гравитацией Юпитера. Часть этого материала избегает гравитационного притяжения Ио и выходит на орбиту вокруг Юпитера. За 20-часовой период эти частицы распространились от Ио, сформировав нейтральное облако в форме банана, которое может достигать шести радиусов Юпитера от Ио, либо внутри орбиты Ио и впереди нее, либо за пределами орбиты Ио и позади нее. Процесс столкновения, который возбуждает эти частицы, также иногда обеспечивает ионы натрия в плазменном торе электроном, удаляя эти новые «быстрые» нейтралы из тора. Эти частицы сохраняют свою скорость (70 км/с по сравнению с орбитальной скоростью 17 км/с на Ио) и, таким образом, выбрасываются струями, уходящими от Ио.

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

Во время встречи с Юпитером в 1992 году космический аппарат « Улисс » обнаружил поток частиц размером с пыль, выбрасываемый из системы Юпитера. Пыль в этих дискретных потоках удаляется от Юпитера со скоростью несколько сотен километров в секунду, имеет средний размер частиц 10  мкм и состоит в основном из хлорида натрия. Измерения пыли, проведенные Галилео , показали, что эти потоки пыли происходят с Ио, но как именно они формируются, будь то в результате вулканической активности Ио или материала, удаленного с поверхности, неизвестно.

Магнитное поле Юпитера , которое пересекает Ио, соединяет атмосферу Ио и нейтральное облако с верхней полярной атмосферой Юпитера, генерируя электрический ток, известный как магнитная трубка Ио . Этот ток производит полярное сияние в полярных регионах Юпитера, известное как след Ио, а также полярные сияния в атмосфере Ио. Частицы от этого полярного сияния затемняют полярные области Юпитера в видимом диапазоне длин волн. Расположение Ио и ее полярное сияние по отношению к Земле и Юпитеру оказывает сильное влияние на радиоизлучение Юпитера с нашей точки зрения: когда Ио видна, радиосигналы от Юпитера значительно усиливаются. Миссия « Юнона », находящаяся в настоящее время на орбите Юпитера, должна помочь пролить свет на эти процессы. Линии магнитного поля Юпитера, которые действительно проходят через ионосферу Ио, также индуцируют электрический ток, который, в свою очередь, создает индуцированное магнитное поле внутри Ио. Считается, что индуцированное магнитное поле Ио генерируется в частично расплавленном океане силикатной магмы в 50 километрах под поверхностью Ио. Подобные индуцированные поля были обнаружены Галилеем на других галилеевых спутниках , возможно, генерируемых в жидководных океанах внутри этих спутников.

Геология

Ио немного больше земной Луны . Он имеет средний радиус 1821,3 км (1131,7 миль) (примерно на 5% больше, чем у Луны) и массу 8,9319 × 1022 кг (примерно на 21% больше, чем у Луны). По форме это небольшой эллипсоид , самая длинная ось которого направлена ​​к Юпитеру. Среди галилеевых спутников как по массе, так и по объему Ио уступает Ганимеду и Каллисто , но опережает Европу .

Интерьер

Модель возможной внутренней композиции Ио с обозначением различных элементов.

Состоящие в основном из силикатных пород и железа , Ио и Европа ближе по объемному составу к планетам земной группы, чем к другим спутникам во внешней Солнечной системе, которые в основном состоят из смеси водяного льда и силикатов. Ио имеет плотность3,5275 г/см 3 , самая высокая из всех обычных лун в Солнечной системе ; значительно выше, чем у других галилеевых спутников (в частности, у Ганимеда и Каллисто, плотность которых составляет около1,9 г/см 3 ) и несколько выше (~5,5 %), чем у Луны.3,344 г/см 3 и у Европы 2,989 г/см 3 . Модели, основанные на измерениях массы, радиуса и квадрупольных гравитационных коэффициентов Ио (числовых значений, связанных с распределением массы внутри объекта) аппаратами " Вояджер " и " Галилео ", предполагают, что его внутренняя часть состоит из богатой силикатами коры и мантии и железо-или железосодержащее сульфидное ядро . Металлическое ядро ​​Ио составляет примерно 20% его массы. В зависимости от количества серы в ядре, ядро ​​​​имеет радиус от 350 до 650 км (220–400 миль), если оно почти полностью состоит из железа, или от 550 до 900 км (340–560 миль) для ядра. состоящий из смеси железа и серы. Магнитометр Галилея не смог обнаружить внутреннее, собственное магнитное поле на Ио, предполагая, что ядро ​​не конвектирует .

Моделирование внутреннего состава Ио предполагает, что мантия состоит не менее чем на 75% из богатого магнием минерала форстерита и имеет общий состав, аналогичный составу метеоритов L-хондрита и LL-хондрита , с более высоким содержанием железа (по сравнению с кремнием ). ), чем Луна или Земля, но ниже, чем Марс. Чтобы поддерживать тепловой поток, наблюдаемый на Ио, 10–20% мантии Ио могут быть расплавлены, хотя в регионах, где наблюдался высокотемпературный вулканизм, может быть более высокая доля расплава. Однако повторный анализ данных магнитометра Галилея в 2009 году выявил наличие индуцированного магнитного поля на Ио, что потребовало магматического океана на глубине 50 км (31 милю) под поверхностью. Дальнейший анализ, опубликованный в 2011 году, предоставил прямые доказательства существования такого океана. По оценкам, этот слой имеет толщину 50 км и составляет около 10% мантии Ио. Подсчитано, что температура магматического океана достигает 1200 °C. Неизвестно, согласуется ли процент частичного плавления мантии Ио на уровне 10–20% с требованием наличия значительного количества расплавленных силикатов в этом возможном магматическом океане. Литосфера Ио, состоящая из базальта и серы, образовавшихся в результате обширного вулканизма Ио, имеет толщину не менее 12 км (7,5 миль) и, вероятно, менее 40 км (25 миль).

Приливное отопление

В отличие от Земли и Луны, основным источником внутреннего тепла Ио является рассеивание приливов , а не радиоактивный изотопный распад, являющийся результатом орбитального резонанса Ио с Европой и Ганимедом. Такой нагрев зависит от расстояния Ио от Юпитера, эксцентриситета ее орбиты, состава ее недр и ее физического состояния. Его резонанс Лапласа с Европой и Ганимедом поддерживает эксцентриситет Ио и не позволяет приливной диссипации внутри Ио округлять ее орбиту. Резонансная орбита также помогает поддерживать расстояние Ио от Юпитера; в противном случае приливы, поднятые на Юпитере, заставили бы Ио медленно двигаться по спирали наружу от своей родительской планеты. Приливные силы, испытываемые Ио, примерно в 20 000 раз сильнее, чем приливные силы, которые испытывает Земля из-за Луны, а вертикальная разница в ее приливной выпуклости между периодами, когда Ио находится в перицентре и апоапсисе на своей орбите, может достигать 100 м (330 футов). Трение или приливная диссипация, возникающие внутри Ио из-за этого переменного приливного притяжения, которое без резонансной орбиты вместо этого превратилось бы в круговую орбиту Ио, создает значительный приливный нагрев внутри Ио, расплавляя значительную часть мантии Ио. и ядро. Количество произведенной энергии в 200 раз больше, чем энергия, полученная исключительно в результате радиоактивного распада . Это тепло высвобождается в форме вулканической активности, создавая наблюдаемый высокий тепловой поток (общий глобальный: от 0,6 до 1,6×10 14 Вт ). Модели его орбиты предполагают, что количество приливного нагрева внутри Ио меняется со временем; однако текущая величина приливного рассеяния согласуется с наблюдаемым тепловым потоком. Модели приливного нагрева и конвекции не обнаружили согласованных планетарных профилей вязкости, которые одновременно соответствовали бы диссипации приливной энергии и конвекции тепла мантии к поверхности.

Хотя существует общее мнение, что источником тепла, проявляющегося во многих вулканах Ио, является приливное нагревание из-за притяжения Юпитера и его спутника Европы , вулканы не находятся в положениях, предсказанных приливным нагревом. Они смещены от 30 до 60 градусов к востоку. Исследование, опубликованное Tyler et al. (2015) предполагает, что этот сдвиг на восток может быть вызван океаном расплавленной породы под поверхностью. Движение этой магмы будет генерировать дополнительное тепло за счет трения из-за ее вязкости . Авторы исследования считают, что этот подземный океан представляет собой смесь расплавленной и твердой породы.

Другие спутники Солнечной системы также нагреваются приливами и тоже могут генерировать дополнительное тепло за счет трения подповерхностной магмы или водяных океанов. Эта способность генерировать тепло в подповерхностном океане увеличивает вероятность жизни на таких телах, как Европа и Энцелад .

Поверхность

Карта поверхности Ио
Вращающееся изображение поверхности Ио; большое красное кольцо вокруг вулкана Пеле

Основываясь на своем опыте изучения древних поверхностей Луны, Марса и Меркурия, ученые ожидали увидеть многочисленные ударные кратеры на первых изображениях Ио , сделанных « Вояджером-1 » . Плотность ударных кратеров на поверхности Ио могла бы дать ключ к разгадке возраста Ио. Однако они были удивлены, обнаружив, что поверхность почти полностью лишена ударных кратеров, а вместо этого покрыта гладкими равнинами, усеянными высокими горами, ямами различных форм и размеров и потоками вулканической лавы. По сравнению с большинством миров, наблюдаемых на тот момент, поверхность Ио была покрыта множеством красочных материалов (из-за чего Ио можно было сравнить с гнилым апельсином или пиццей ) из различных сернистых соединений. Отсутствие ударных кратеров указывало на то, что поверхность Ио геологически молода, как и земная поверхность; вулканические материалы постоянно засыпают кратеры по мере их образования. Этот результат был убедительно подтвержден, поскольку " Вояджер-1 " наблюдал по меньшей мере девять действующих вулканов .

Состав поверхности

Красочный внешний вид Ио является результатом материалов, отложившихся в результате его обширного вулканизма, включая силикаты (такие как ортопироксен ), серу и диоксид серы . Иней из диоксида серы вездесущ на поверхности Ио, образуя большие области, покрытые белым или серым материалом. Сера также видна во многих местах на Ио, образуя области от желтого до желто-зеленого цвета. Сера, отложенная в средних широтах и ​​полярных регионах, часто повреждается радиацией, разрушая обычно стабильную циклическую 8-цепочечную серу . Это радиационное повреждение создает красно-коричневые полярные области Ио.

Геологическая карта Ио

Взрывной вулканизм , часто принимающий форму зонтичных шлейфов, окрашивает поверхность сернистыми и силикатными материалами. Отложения шлейфа на Ио часто окрашены в красный или белый цвет в зависимости от количества серы и диоксида серы в шлейфе. Как правило, шлейфы, образующиеся в вулканических жерлах из дегазированной лавы, содержат большее количество S 2 , образуя красные «веерные» отложения или, в крайних случаях, большие (часто достигающие 450 км или 280 миль от центрального жерла) красные кольца. Яркий пример месторождения красных колец находится в Пеле. Эти красные отложения состоят в основном из серы (обычно 3- и 4-цепочечной молекулярной серы), диоксида серы и, возможно, сульфурилхлорида . Плюмы, образующиеся на окраинах потоков силикатной лавы (в результате взаимодействия лавы и ранее существовавших отложений серы и диоксида серы), образуют белые или серые отложения.

Составное картирование и высокая плотность Ио предполагают, что Ио практически не содержит воды , хотя предварительно были идентифицированы небольшие карманы водяного льда или гидратированных минералов , особенно на северо-западном склоне горы Гиш Бар Монс . Ио имеет наименьшее количество воды из всех известных тел в Солнечной системе. Этот недостаток воды, вероятно, связан с тем, что Юпитер был достаточно горячим в начале эволюции Солнечной системы , чтобы отгонять летучие вещества, такие как вода, в окрестностях Ио, но недостаточно горячим, чтобы делать это дальше.

вулканизм

Активные потоки лавы в вулканическом районе Тваштар Патерэ (пустая область представляет насыщенные области в исходных данных). Снимки, сделанные Galileo в ноябре 1999 и феврале 2000 года.

Приливный нагрев, вызванный принудительным эксцентриситетом орбиты Ио, сделал его самым вулканически активным миром в Солнечной системе с сотнями вулканических центров и обширными потоками лавы . Во время крупного извержения могут образовываться лавовые потоки длиной в десятки и даже сотни километров, состоящие в основном из базальтосиликатных лав основного или ультраосновного (богатого магнием) состава. В качестве побочного продукта этой деятельности сера, газообразный диоксид серы и силикатный пирокластический материал (например, пепел) уносятся в космос на расстояние до 200 км (120 миль), образуя большие шлейфы в форме зонтика, окрашивающие окружающую местность в красный цвет. черный и белый, а также материал для неоднородной атмосферы Ио и обширной магнитосферы Юпитера.

Поверхность Ио усеяна вулканическими впадинами, известными как патеры , которые обычно имеют плоские полы, ограниченные крутыми стенами. Эти особенности напоминают земные кальдеры , но неизвестно, образовались ли они в результате обрушения опустевшей лавовой камеры, как их земные родственники. Одна из гипотез предполагает, что эти особенности образуются в результате эксгумации вулканических силлов , а вышележащий материал либо выбрасывается взрывом, либо интегрируется в силлы. Примеры патер на разных стадиях эксгумации были нанесены на карту с использованием изображений Галилея региона Чаак-Камакстли . В отличие от аналогичных особенностей на Земле и Марсе, эти впадины обычно не лежат на вершинах щитовых вулканов и обычно больше, со средним диаметром 41 км (25 миль), самая большая из которых - Локи Патера - 202 км (126 миль). Локи также неизменно является самым сильным вулканом на Ио, на долю которого приходится в среднем 25% глобального тепловыделения Ио. Каким бы ни был механизм формирования, морфология и распределение многих патер предполагают, что эти особенности структурно контролируются, по крайней мере, наполовину ограничены разломами или горами. Эти особенности часто являются местом извержений вулканов либо из-за потоков лавы, растекающихся по дну патер, как при извержении в Гиш-Бар-Патера в 2001 году, либо в виде лавового озера . Лавовые озера на Ио имеют либо постоянно опрокидывающуюся корку лавы, как на Пеле, либо эпизодически опрокидывающуюся кору, как на Локи.

Последовательность из пяти изображений New Horizons , показывающих вулкан Ио Тваштар, извергающий материал на высоте 330 км над его поверхностью.

Потоки лавы представляют собой еще один крупный вулканический ландшафт на Ио. Магма извергается на поверхность из жерл на дне патер или на равнинах из трещин, образуя вздутые, составные потоки лавы, подобные тем, что наблюдались в Килауэа на Гавайях. Изображения с космического корабля « Галилео » показали, что многие крупные потоки лавы на Ио, такие как потоки на Прометее и Амирани , образуются в результате накопления небольших извержений лавы поверх более старых потоков. Более крупные выбросы лавы также наблюдались на Ио. Например, передняя кромка потока Прометея сместилась на 75–95 км (от 47 до 59 миль) между « Вояджером» в 1979 году и первыми наблюдениями Галилео в 1996 году. свежая лава и залила пол соседней Пиллан Патера.

Анализ изображений " Вояджера " привел ученых к мысли, что эти потоки состоят в основном из различных соединений расплавленной серы. Однако последующие наземные инфракрасные исследования и измерения с космического корабля Galileo показывают, что эти потоки состоят из базальтовой лавы с составом от основного до ультраосновного. Эта гипотеза основана на измерениях температуры «горячих точек» Ио или мест теплового излучения, которые предполагают температуру не менее 1300 К, а в некоторых - до 1600 К. Первоначальные оценки, предполагающие, что температуры извержения приближаются к 2000 К, с тех пор оказались завышенными, потому что для моделирования температур использовались неправильные тепловые модели.

Открытие шлейфов вулканов Пеле и Локи стало первым признаком геологической активности Ио. Как правило, эти шлейфы образуются, когда летучие вещества, такие как сера и диоксид серы, выбрасываются в небо из вулканов Ио со скоростью, достигающей 1 км / с (0,62 мили / с), создавая зонтикообразные облака газа и пыли. Дополнительные материалы, которые могут быть обнаружены в этих вулканических шлейфах, включают натрий, калий и хлор . Эти шлейфы, по-видимому, формируются одним из двух способов. Самые большие шлейфы Ио, такие как испускаемые Пеле , образуются, когда растворенная сера и газообразный диоксид серы высвобождаются из извергающейся магмы в вулканических жерлах или лавовых озерах, часто увлекая за собой силикатный пирокластический материал. Эти шлейфы образуют на поверхности красные (от короткоцепочечной серы) и черные (от силикатной пирокластики) отложения. Шлейфы, сформированные таким образом, являются одними из крупнейших, наблюдаемых на Ио, образуя красные кольца диаметром более 1000 км (620 миль). Примеры этого типа плюма включают Пеле, Тваштар и Даждьбог . Другой тип шлейфа образуется, когда вторгающиеся потоки лавы испаряют подстилающий иней из диоксида серы, отправляя серу вверх. Этот тип шлейфа часто образует яркие круглые отложения, состоящие из диоксида серы. Эти шлейфы часто имеют высоту менее 100 км (62 мили) и являются одними из самых долгоживущих шлейфов на Ио. Примеры включают Прометея , Амирани и Масуби . Извергнутые сернистые соединения концентрируются в верхней части коры из-за снижения растворимости серы на больших глубинах в литосфере Ио и могут быть определяющими для типа извержения горячей точки.

Горы

На Ио от 100 до 150 гор. Эти сооружения в среднем имеют высоту 6 км (3,7 мили) и достигают максимальной высоты 17,5 ± 1,5 км (10,9 ± 0,9 мили) в Южной Босауле-Монтес . Горы часто кажутся большими (в среднем длина горы составляет 157 км или 98 миль), изолированными структурами без явных глобальных тектонических структур, в отличие от случая на Земле. Чтобы поддерживать потрясающую топографию, наблюдаемую в этих горах, требуются составы, состоящие в основном из силикатных пород, а не из серы.

Несмотря на обширный вулканизм, придающий Ио его отличительный вид, почти все его горы представляют собой тектонические структуры, а не вулканы. Вместо этого большинство Ионических гор формируются в результате сжимающих напряжений в основании литосферы, которые поднимают и часто наклоняют куски коры Ио из-за надвигов . Сжимающие напряжения, приводящие к горообразованию, являются результатом оседания из-за непрерывного захоронения вулканических материалов. Глобальное распределение гор, по-видимому, противоположно вулканическим структурам; горы преобладают над районами с меньшим количеством вулканов и наоборот. Это предполагает крупномасштабные области в литосфере Ио, где преобладают сжатие (поддерживающее горообразование) и растяжение (поддерживающее образование патер). Однако местами горы и патеры часто примыкают друг к другу, что позволяет предположить, что магма часто использует разломы, образовавшиеся во время образования гор, чтобы достичь поверхности.

Горы на Ио (как правило, структуры, возвышающиеся над окружающими равнинами) имеют разнообразную морфологию. Плато встречаются чаще всего. Эти структуры напоминают большие плоскогорья с неровной поверхностью. Другие горы представляют собой наклонные блоки земной коры с пологим уклоном от ранее плоской поверхности и крутым склоном, состоящим из ранее подповерхностных материалов, поднятых сжимающими напряжениями. Оба типа гор часто имеют крутые уступы по одному или нескольким краям. Лишь несколько гор на Ио имеют вулканическое происхождение. Эти горы напоминают небольшие щитовые вулканы с крутыми склонами (6–7°) вблизи небольшой центральной кальдеры и пологими склонами по их окраинам. Эти вулканические горы часто меньше, чем средняя гора на Ио, в среднем всего от 1 до 2 км (от 0,6 до 1,2 мили) в высоту и от 40 до 60 км (от 25 до 37 миль) в ширину. Другие щитовые вулканы с гораздо более пологими склонами выводятся из морфологии нескольких вулканов Ио, где тонкие потоки исходят из центральной патеры, например, в Ра Патера .

Почти все горы находятся на той или иной стадии деградации. Крупные оползневые отложения распространены у подножия Ионических гор, что позволяет предположить, что массовое истощение является основной формой деградации. Зубчатые края обычны для столовых гор и плато Ио, что является результатом вымывания двуокиси серы из коры Ио, что приводит к появлению слабых зон вдоль горных окраин.

Атмосфера

Северное сияние светится в верхних слоях атмосферы Ио. Разные цвета представляют выбросы различных компонентов атмосферы (зеленый цвет возникает при выделении натрия, красный — при выделении кислорода, а синий — при выделении вулканических газов, таких как диоксид серы). Снимок сделан во время затмения Ио.

Ио имеет чрезвычайно тонкую атмосферу , состоящую в основном из диоксида серы ( SO
2
), с второстепенными составляющими, включая монооксид серы ( SO ), хлорид натрия ( NaCl ), а также атомарную серу и кислород . Атмосфера имеет значительные колебания плотности и температуры в зависимости от времени суток, широты, вулканической активности и обилия мороза на поверхности. Максимальное атмосферное давление на Ио колеблется от 3,3 × 10–5  до 3 × 10–4  паскалей (Па) или от 0,3 до 3  нбар , пространственно наблюдаемое в полушарии Ио, обращенном к Юпитеру, и вдоль экватора, а во времени — ранним днем, когда пики температуры поверхности инея. Также были замечены локальные пики вулканических шлейфов с давлением от 5 × 10 -4 до 40 × 10 -4  Па (от 5 до 40 нбар). Атмосферное давление на Ио самое низкое на ночной стороне Ио, где давление падает от 0,1 × 10 -7  до 1 × 10 -7  Па (от 0,0001 до 0,001 нбар). Температура атмосферы Ио колеблется от температуры поверхности на малых высотах, где давление паров диоксида серы находится в равновесии с инеем на поверхности, до 1800 К на больших высотах, где более низкая плотность атмосферы позволяет нагреваться от плазмы в плазменном торе Ио и от Джоулев нагрев от магнитной трубки Ио. Низкое давление ограничивает влияние атмосферы на поверхность, за исключением временного перераспределения диоксида серы из областей, богатых льдом, в области с низким содержанием льда, и увеличения размера колец отложений шлейфа, когда материал шлейфа повторно входит в более плотную дневную атмосферу. Разреженная атмосфера Ионии также означает, что любые будущие посадочные зонды, отправленные для исследования Ио, не должны быть заключены в теплозащитный экран в виде аэрооболочки, а вместо этого потребуются тормозные двигатели для мягкой посадки . Тонкая атмосфера также требует прочного посадочного модуля, способного выдержать сильное излучение Юпитера , которое ослабит более толстая атмосфера.

Газ в атмосфере Ио отделяется магнитосферой Юпитера , убегая либо в нейтральное облако, окружающее Ио, либо в плазменный тор Ио, кольцо ионизированных частиц, которое делит орбиту Ио, но вращается вместе с магнитосферой Юпитера. В результате этого процесса из атмосферы каждую секунду удаляется примерно одна тонна материала, поэтому его необходимо постоянно пополнять. Самый драматичный источник SO
2
представляют собой вулканические шлейфы, которые качают 10В среднем в атмосферу Ио попадает 4 кг диоксида серы в секунду, хотя большая часть этого количества конденсируется обратно на поверхность. Большая часть диоксида серы в атмосфере Ио поддерживается за счет сублимации SO под
2
застыли на поверхности. Дневная атмосфера в основном сосредоточена в пределах 40° от экватора, где поверхность наиболее теплая и находятся наиболее активные вулканические шлейфы. Атмосфера, движимая сублимацией, также согласуется с наблюдениями о том, что атмосфера Ио наиболее плотна над полушарием, противоположным Юпитеру, где SO
2
мороз наиболее обилен и наиболее плотен, когда Ио находится ближе к Солнцу. Однако требуется некоторый вклад вулканических шлейфов, поскольку самые высокие наблюдаемые плотности наблюдаются вблизи вулканических жерл. Поскольку плотность диоксида серы в атмосфере напрямую связана с температурой поверхности, атмосфера Ио частично коллапсирует ночью или когда Ио находится в тени Юпитера (с падением плотности столба примерно на 80%). Коллапс во время затмения несколько ограничивается образованием диффузионного слоя монооксида серы в самой нижней части атмосферы, но атмосферное давление ночной атмосферы Ио на два-четыре порядка меньше, чем на пике сразу после полудня. Незначительные составляющие атмосферы Ио, такие как NaCl , SO , O и S , образуются либо в результате: прямого вулканического выделения газа; фотодиссоциация или химический распад, вызванный солнечным ультрафиолетовым излучением, из SO
2
; или распыление поверхностных отложений заряженными частицами из магнитосферы Юпитера.

Различные исследователи предполагали, что атмосфера Ио намерзает на поверхность , когда она проходит в тень Юпитера. Доказательством этого является «просветление после затмения», когда луна иногда кажется немного ярче, как будто покрытая инеем сразу после затмения. Примерно через 15 минут яркость возвращается к норме, предположительно из-за того, что иней исчез благодаря сублимации . Помимо наблюдения в наземные телескопы, осветление после затмения было обнаружено в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью прибора на борту космического корабля « Кассини ». Дальнейшая поддержка этой идеи пришла в 2013 году, когда обсерватория Джемини использовалась для непосредственного измерения коллапса атмосферы SO 2 Ио во время и ее восстановления после затмения Юпитером.

Изображения Ио с высоким разрешением, полученные во время затмения Ио, показывают свечение, похожее на полярное сияние. Как и на Земле, это происходит из-за излучения частиц , попадающих в атмосферу, хотя в этом случае заряженные частицы исходят от магнитного поля Юпитера, а не от солнечного ветра . Полярные сияния обычно происходят вблизи магнитных полюсов планет, но самые яркие полярные сияния Ио находятся вблизи экватора. Ио не имеет собственного магнитного поля; поэтому электроны, путешествующие вдоль магнитного поля Юпитера вблизи Ио, напрямую воздействуют на атмосферу Ио. Больше электронов сталкивается с его атмосферой, создавая самое яркое полярное сияние там, где силовые линии касаются Ио (т. е. около экватора), потому что столб газа, через который они проходят, там самый длинный. Наблюдается, что полярные сияния, связанные с этими точками касания на Ио, колеблются при изменении ориентации наклонного магнитного диполя Юпитера . Также наблюдалось более слабое сияние от атомов кислорода вдоль лимба Ио (красное свечение на изображении справа) и атомов натрия на ночной стороне Ио (зеленое свечение на том же изображении).

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки

Главная Информация

Фильмы

Картинки

Карты

Дополнительные ссылки