Ија (месечина)

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Ија
True-color image taken by the Galileo orbiter
Слика на вселенското летало Галилео од Ија во вистинска боја. Темната точка веднаш лево од центарот е еруптираниот вулкан Прометеј. Белузлавните рамнини на двете страни од неа се обложени со вулкански депониран мраз од сулфур диоксид, додека пожолтите области содржат поголем дел од сулфур.
Откривање
ОткривачГалилео Галилеј
Откриено8 јануари 1610[1]
Ознаки
Наречена по
Ија
Јупитер I
Орбитални особености
Периапсида420.000 km (0,002807 AU)
Апоапсида423.400 km (0,002830 AU)
Главна орбита полупречник
421.700 km (0,002819)
Занесеност0,0041
1,769137786 d (152.853,5047 s, 42,45930686 h)
17,334 km/s
Наклон0.05° (до екваторот на Јупитер)
2.213° (до еклиптиката)
Месечина наЈупитер
Физички особености
Димензии3,660.0 × 3,637.4 × 3,630.6 km[4]
Среден полупречник
1.821,6 ± ,5 km (0.286 земјина)[5]
41.910.000 km2 (0.082 земјина)
Зафатнина2,53⋅1010 km3 (0.023 земјина)
Маса(8,931938 ± ,000018)⋅1022 kg (0.015 земјина)[5]
Средна густина
3,528 ± ,006 g/cm3 (0.639 земјина)[5]
1,796 (0.183 g)
0,37824 ± 0,00022[6]
2.558 km/s
синхроно
Екваторска вртежна брзина
271 km/h
Албедо,63 ± ,02[5]
Површинска темп. најм сред најг
Surface 90 K 110 K 130 K[8]
5.02 (Противположба)[7]
Атмосфера
Површински притисок
500µPa до 4mPa
Состав по зафатнина90% сулфур диоксид

Иja или Јупитер I — внатрешната и третата најголемата од четирите Галилееви месечини на планетата Јупитер. Малку поголема од Месечината, Ија е четврта по големина месечина во Сончевиот Систем, има најголема густина од која било месечина и има најмала количина на вода (по атомски сооднос) од кој било познат астрономски објект во Сончевиот Систем. Ија била откриена во 1610 година од Галилео Галилеј и своето име ја добила по митолошкиот лик Ија, свештеничка на Хера која станала една од љубовниците на Зевс.

Со повеќе од 400 активни вулкани, Ија е геолошки најактивниот објект во Сончевиот Систем.[9][10][11] Оваа екстремна геолошка активност е резултат на плимното загревање од триењето што се создава во внатрешноста на Ија додека се влече помеѓу Јупитер и другите галилееви месечини - Европа, Ганимед и Калиста. Неколку вулкани произведуваат облаци од сулфур и сулфур диоксид кои се искачуваат до 500 км над површината. Површината на Ија е исто така испреплетена со повеќе од 100 планини кои се подигнати со голема компресија во основата на силикатната кора на Ија. Некои од овие врвови се повисоки од Монт Еверест, највисоката точка на површината на Земјата. [12] За разлика од повеќето месечини во надворешниот Сончев Систем, кои главно се состојат од воден мраз, Ија е првенствено составена од силикатни карпи кои опкружуваат стопено железо или железо сулфидно јадро. Поголемиот дел од површината на Ија е составен од обемни рамнини со ладен слој од сулфур и сулфур диоксид.

Вулканизмот на Ија е одговорен за многу од неговите уникатни карактеристики. Неговите вулкански облаци и лавински текови предизвикуваат големи површински промени и ја бојат површината во различни суптилни нијанси на жолта, црвена, бела, црна и зелена, најмногу поради алотропите и соединенијата на сулфур. Бројни обемни текови на лава, неколку повеќе од 500 километри во должина, ја означуваат површината. Материјалите произведени од овој вулканизам ја сочинуваат тенката, нерамна атмосфера на Ија и обемната магнетосфера на Јупитер. Вулканското исфрлање на Ија, исто така, произведува голем плазма тор околу Јупитер.

Ија одиграла значајна улога во развојот на астрономијата во 17 и 18 век; месечината била откриена во јануари 1610 година од Галилео Галилеј, заедно со другите Галилееви месечини, и ова откритие го продолжило усвојувањето на Коперниковиот модел на Сончевиот Систем, развојот на Кеплеровите закони за движење и првото мерење на брзината на светлината. Гледано од Земјата, Ија останала само светлосна точка до крајот на 19 и почетокот на 20 век, кога станало можно да се разрешат нејзините големи површински карактеристики, како што се темноцрвените поларни и светлите екваторијални региони. Во 1979 година, двете вселенски летала на Војаџер откриле дека Ија е геолошки активен свет, со бројни вулкански карактеристики, големи планини и млада површина без очигледни кратери од удар. Вселенското летало Галилео извело неколку блиски прелетувања во 1990-тите и раните 2000-ти, добивајќи податоци за внатрешната структура и составот на површината на Ија. Овие вселенски летала, исто така, ја откриле врската помеѓу Ија и магнетосферата на Јупитер и постоењето на појас на високоенергетско зрачење со центар на орбитата на Ија. Ија добива околу 3.600 rem (36 Sv) јонизирано зрачење дневно.[13]

Дополнителни набљудувања биле направени од Касини-Хајгенс во 2000 година, Нови Хоризонти во 2007 година и Јунона од 2017 година, како и од телескопите базирани на Земјата и вселенскиот телескоп Хабл.

Номенклатура[уреди | уреди извор]

Споредба на големината помеѓу Ија (долу лево), Месечината (горе лево) и Земјата

Иако Симон Мариј не е заслужен за единственото откритие на галилеевите сателити, неговите имиња за месечините биле усвоени. Во неговата публикација од 1614 година Mundus Iovialis anno M.DC. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici, тој предложил неколку алтернативни имиња за највнатрешните големи месечини на Јупитер, вклучително и „Меркур на Јупитер“ и „Прва од јупитеровите планети“.[14] Врз основа на предлог од Јоханес Кеплер во октомври 1613 година, тој исто така смислил шема за именување според која секоја месечина била именувана за љубител на грчкиот митолошки Зевс или неговиот римски еквивалент, Јупитер. Тој ја нарекол највнатрешната голема месечина на Јупитер по грчката митолошка фигура Ија:[15]

''... 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 Jovi.''

... Најпрвин, ќе им се оддаде почит на три млади жени кои Јупитер ги заробил за тајна љубов, имено, Ија, ќерката на реката Инах... Првата [месечина] јас ја нарекувам Ија... Ија, Европа, момчето Ганимед, а Калисто многу му угодила на Јупитер[16].

Имињата на Мариј биле широко прифатени дури со векови подоцна (средината на 20 век).[17] Во поголемиот дел од претходната астрономска литература, Ија генерално се нарекувала со римско нумеричко означување (систем воведен од Галилео) како „ Јупитер I “,[18] или како „првиот сателит на Јупитер“.[19][20]

Карактеристиките на Ија се именувани по ликовите и местата од митот за Ија, како и божествата на огнот, вулканите, Сонцето и громот од различни митови и ликови и места од Дантовиот „Пекол“: имиња соодветни на вулканската природа на површината.[21] Откако површината првпат била видена одблизу од Војаџер 1, Меѓународниот астрономски сојуз одобрил 225 имиња за вулканите, планините, висорамнините и големите албедо карактеристики на Ија. Одобрени функција категории кои се користат за Ија за различни видови на вулкански карактеристики вклучуваат патера ( „чинија“; вулканска депресија), флуктус („проток“ или лава-проток), Валис („долина“, лавински канал), и активен вулкански центар (локација каде што активноста на столбовите била првиот знак за вулканска активност на одреден вулкан). Именуваните планини, висорамнини, слоевитоста на теренот, и штитестите вулкани ги вклучуваат термините Монс, Менса („маса“), планум, и толус („ротонда“), соодветно.[21] Именуваните, светли албедо региони го користат терминот реџио. Примери за именувани карактеристики се Прометеј, Пан Менса, Тваштар Патера.[22]

Историја на набљудување[уреди | уреди извор]

Галилео Галилеј, откривачот на Ија

Првото пријавено набљудување на Ија било направено од Галилео Галилеј на 7 јануари 1610 година со помош на телескоп со рефракција од 20x на Универзитетот во Падова. Меѓутоа, во таа опсервација, Галилео не можел да ги одвои Ија и Европа поради малата моќност на неговиот телескоп, па тие две биле снимени како една светлосна точка. Ија и Европа за првпат биле видени како посебни тела за време на набљудувањата на Галилео на јупитеровиот систем следниот ден, 8 јануари 1610 година (користен како датум за откривање на Ија од страна на МАС ).[1] Откритието на Ија и на другите галилееви сателити на Јупитер било објавено во „Sidereus Nuncius“ во март 1610 година.[23] Во неговиот Mundus Jovialis, објавен во 1614 година, Симон Мариј тврди дека ја открил Ија и другите месечини на Јупитер во 1609 година, една недела пред откривањето на Галилео. Галилео се сомневал во ова тврдење и ја отфрлил работата на Мариј како плагијат. Без разлика на тоа, првото забележано набљудување на Марииј дошло од 29 декември 1609 година според јулијанскиот календар, што е еднакво на 8 јануари 1610 година според грегоријанскиот календар, што го користел Галилео.[24] Со оглед на тоа што Галилео ја објавил својата работа пред Мариј, Галилео е заслужен за откритието.[25]

Во следните два и пол века, Ија останала нерешена светлосна точка со 5-та светлинска точка во телескопите на астрономите. Во текот на 17 век, Ија и другите галилееви месечини служеле за различни цели, вклучително и раните методи за одредување на должината,[26] потврдувајќи го третиот Кеплеровиот закон за планетарно движење и одредувајќи го времето потребно за светлината да патува помеѓу Јупитер и Земјата. Врз основа на ефемеридите произведени од астрономот Џовани Касини и други, Пјер-Симон Лаплас создал математичка теорија за да ги објасни резонантните орбити на Ија, Европа и Ганимед.[23] Подоцна било откриено дека оваа резонанца има големо влијание врз геологиите на трите месечини.

Подобрената технологија на телескопот во доцниот 19 и 20 век им овозможило на астрономите да ги решат (т.е. да гледаат како посебни објекти) големите површински карактеристики на Ија. Во 1890-тите, Едвард Е. Барнард станал првиот што забележал варијации во осветленоста на Ија помеѓу нејзинитњ екваторијални и поларни региони, правилно утврдувајќи дека тоа се должи на разликите во бојата и албедото помеѓу двата региони, а не поради тоа што Ија е во облик на јајце. како што било предложено во тоа време од колегата астроном Вилијам Пикеринг, или два посебни објекти, како што првично предложил Барнард.[27] Подоцнежните телескопски набљудувања ги потврдиле посебните црвено-кафеави поларни региони на Ија и жолто-белата екваторијална лента.[28]

Телескопските набљудувања во средината на 20 век почнале да укажуваат на необичната природа на Ија. Спектроскопските набљудувања сугерирале дека на површината на Ија нема воден мраз (супстанција која е откриена дека ја има во изобилство на останатите Галилееви месечини).[29] Истите набљудувања сугерирале површина на која доминираат испарувања составени од натриумови соли и сулфур.[30] Радиотелескопските набљудувања го откриле влијанието на Ија на магнетосферата на Јупитер, како што е прикажано со декаметриски бранови должини поврзани со орбиталниот период на Ија.[31]

Пионер[уреди | уреди извор]

Првото вселенско летало што поминало покрај Ија биле сондите Пионер 10 и 11 на 3 декември 1973 година и 2 декември 1974 година, соодветно.[32] Радио следењето обезбедило подобрена проценка на масата на Ија, која, заедно со најдобрите достапни информации за нејзината големина, сугерирало дека има најголема густина од Галилеевите месечини и дека е составена првенствено од силикатни карпи наместо од воден мраз.[33] Сондите на Пионер исто така откриле присуство на тенка атмосфера и интензивни радијациони појаси во близина на орбитата на Ија. Камерата на Пионер 11 ја направила единствената добра слика на месечината добиена од едното вселенско летало, покажувајќи го нејзиниот северен поларен регион.[34] Поголем број на слики се планирало во текот на работата на Пионер 10 но тие останале изгубени поради високото зрачење на животната средина.[32]

Војаџер[уреди | уреди извор]

Мозаик на Војаџер 1 кој го покрива јужниот поларен регион на Ија. Тој вклучува два од десетте највисоки врвови на Ија, Евбеја и Хемус.

Кога Војаџер 1 и Војаџер 2 поминале од Ија во 1979 година, нивниот понапреден систем за сликање овозможил многу подетални слики. Војаџер 1 прелетал покрај Ија на 5 март 1979 година од растојание од 20,600 километри.[35] Сликите вратени за време на приближувањето откриле чуден, повеќебоен пејзаж без ударни кратери.[36][37] Сликите со највисока резолуција покажале релативно млада површина испрекината со јами со чудна форма, планини повисоки од Монт Еверест и карактеристики што личат на вулкански текови на лава.

Набргу по средбата, инженерот за навигација на Војаџер, Линда А. Морабито, забележала облак што излегува од површината на една од сликите.[38] Анализата на другите снимки на Војаџер 1 покажале девет такви облаци расфрлани низ површината, што докажува дека Ија била вулкански активна.[39] Овој заклучок бил предвиден во труд објавен непосредно пред средбата на Стен Пил, Патрик Касен и Р.Т. Рејнолдс. Авторите пресметале дека внатрешноста на Ија мора да доживее значително плимско загревање предизвикано од неговата орбитална резонанца со Европа и Ганимед.[40] Податоците од овој прелет покажале дека на површината на Ија доминираат мразови од сулфур и сулфур диоксид. Овие соединенија, исто така, доминираат во неговата тенка атмосфера и торот од плазма центриран на орбитата на Ија (исто така откриен од Војаџер).[41][42][43]

Војаџер 2 ја поминал Ија на 9 јули 1979 година на растојание од 1,130,000 километри. Иако не се приближил ни приближно како Војаџер 1, споредбите помеѓу сликите направени од двете вселенски летала покажале неколку промени на површината што се случиле во четирите месеци помеѓу средбите. Покрај тоа, кога Војаџер 2 го напуштил јупитерскиот систем открил дека седум од деветте облаци забележани во март биле сè уште активни во јули 1979 година, при што само вулканот Пеле бил исклучен помеѓу прелетувањата.[44]

Галилео[уреди | уреди извор]

Сликата на Галилео со подобрена боја која прикажува темна точка
Погледот на мисијата на Касини-Хајгенс на Ија и Јупитер на 1 јануари 2001 година

Вселенското летало Галилео пристигнало на Јупитер во 1995 година по шестгодишно патување од Земјата за да ги следи откритијата на двете сонди Војаџер и копнените набљудувања направени во изминатите години. Местоположбата на Ија во еден од најинтензивните радијациони појаси на Јупитер го оневозможувало долготрајното блиско прелетување, но Галилео поминал блиску, непосредно пред да влезе во орбитата за својата двегодишна, примарна мисија која го проучува јупитеровиот систем. Иако не биле направени снимки за време на блиското прелетување на 7 декември 1995 година, средбата дала значајни резултати, како што е откривањето на големо железно јадро, слично на она што е пронајдено во карпестите планети на внатрешниот Сончев Систем.[45]

И покрај недостатокот на крупни слики и механички проблеми кои во голема мера го ограничило износот на вратените податоци, неколку значајни откритија биле направени во текот на примарната мисија. Галилео ги набљудувал ефектите од големата ерупција во Пилан Патера и потврдил дека вулканските ерупции се составени од силикатни магми со мафични и ултрамафични состави богати со магнезиум.[46] Далечното снимање на Ија било добиено за речиси секоја орбита за време на примарната мисија, откривајќи голем број активни вулкани (и термичка емисија од ладената магма на површината и вулкански столбови), бројни планини со широко различни морфологии и неколку површински промени кои биле преземени помеѓу времето на Војаџер и Галилео и помеѓу орбитите на Галилео.[47]

Мисијата Галилео била двапати продолжена, во 1997 и 2000 година. За време на овие продолжени мисии, сондата полетала покрај Ија три пати кон крајот на 1999 година и почетокот на 2000 година и три пати кон крајот на 2001 година и почетокот на 2002 година. Набљудувањата за време на овие средби ги откриле геолошките процеси што се случуваат на вулканите и планините на Ија, го исклучиле присуството на магнетно поле и го покажале степенот на вулканска активност.

Касини[уреди | уреди извор]

Во декември 2000 година, вселенското летало Касини имал далечна и кратка средба со јупитеровиот систем на пат кон Сатурн, што овозможило заедничко набљудување со Галилео. Овие набљудувања откриле нов столб на Тваштар Патера и обезбедиле увид во поларната светлина на Ија.[48]

Нови Хоризонти[уреди | уреди извор]

Вселенското летало Нови Хоризонти, на пат кон Плутон и Кајперовиот Појас, летало покрај јупитеровиот систем и Ија на 28 февруари 2007 година. За време на средбата, биле добиени бројни далечни набљудувања на Ија. Тие вклучуваат слики од голем столб во Тваштар, обезбедувајќи ги првите детални набљудувања на најголемата класа на јонски вулкански столб од набљудувањата на столбот на Пеле во 1979 година.[49] Нови Хоризонти исто така, снимиле слики од вулкан во близина на Гиру Патера во раните фази на ерупција и неколку вулкански ерупции што се случиле од Галилео.[49]

Јунона[уреди | уреди извор]

Вселенското летало Јунона било лансирано во 2011 година и влегло во орбитата околу Јупитер на 5 јули 2016 година. Мисијата на Јунона првенствено се фокусирала на подобрување на нашето разбирање на внатрешноста на Јупитер, магнетно поле, поларна светлина, и поларна атмосфера.[50] Во текот на својата примарна мисија, која траела до јуни 2021 година, Џунона најблиску пристапила до Ија до денес на на 17 февруари 2020 година, на оддалеченост од 195.000 километри.[51] Во јануари 2021 година, НАСА официјално ја продолжила мисијата до септември 2025 година. Додека многу наклонетата орбита на Јунона држи вселенското летало надвор од орбиталните рамнини на Ија и другите големи месечини на Јупитер, неговата орбита се прецедува така што неговата блиска точка на приближување до Јупитер е на зголемени географски широчини. Оваа орбитална еволуција ќе му овозможи на Јунона да изврши серија блиски средби со галилеевите месечини за време на продолжената мисија. Две блиски средби со Ија се планирани за оваа мисија и треба да се случат на 30 декември 2023 година и 3 февруари 2024, и двете со надморска височина од 1.500 километри.[52] Планирани се и девет дополнителни средби со надморска височина меѓу 11.500 и 94.000 километри во периодот од јули 2022 година до мај 2025 година. Примарната цел на овие средби ќе биде да се подобри разбирањето за гравитационото поле на Ија користејќи доплерско следење и сликање површината на Ија за да барање површински промени откако за последен пат била сликана одблизу во 2007 година.[53]

За време на неколку орбити, Јунона ја набљудува Ија од далечина користејќи JunoCAM, широкоаголна камера со видлива светлина, за да бара вулкански столбови и JIRAM, инфрацрвен спектрометар и сликар, за следење на топлинската емисија од вулканите на Ија.[54] Спектроскопијата JIRAM во близина на инфрацрвена боја досега овозможило грубо мапирање на мразот од сулфур диоксид низ површината на Ија, како и мапирање на помали површински компоненти кои слабо апсорбираат сончева светлина на 2,1 и 2,65 µm.[55]

Идни мисии[уреди | уреди извор]

Планирани се две претстојни мисии на јупитеровиот систем. Истражувач на ледена месечина Јупитер (JUICE) е планирана мисија на Европскиот вселенски сојуз до јупитеровиот систе, која треба да заврши во орбитата на Ганимед.[56] JUICE е закажано за лансирање во 2022 година, а пристигнувањето на Јупитер е планирано за јули 2031 година.[57] JUICE нема да лета покрај Ија, но ќе ги користи своите инструменти, како што е камерата со тесен агол, за да ја следи вулканската активност на Ија и да го мери неговиот состав на површината за време на двегодишната фаза на турнејата на Јупитер од мисијата пред вметнувањето на орбитата на Ганимед. Europa Clipper е планирана мисија на НАСА до јупитеровиот систем фокусирана на месечината Европа на Јупитер. Како и JUICE, и Europa Clipper нема да врши никакви прелетувања на Ија, но веројатно ќе изврши далечно следење на вулканот. Europa Clipper има планирано лансирање во 2024 година со пристигнување на Јупитер во 2030 година.

Набљудувач на вулканот Ија (IVO) е предлог до НАСА, моментално во фаза А, за евтина мисија од класата Дискавери која би започнала во јануари 2029 година. Ќе изврши десет прелетувања на Ија додека е во орбитата околу Јупитер, почнувајќи од почетокот на 2030-тите.[58] Меѓутоа, мисиите на Венера DAVINCI+ и VERITAS биле избрани во корист на нив.

Орбита и ротација[уреди | уреди извор]

Анимација на Лапласовата резонанца на Ија, Европа и Ганимед

Ија орбитира околу Јупитер на растојание од 421,700 километри од центарот на Јупитер и 350,000 километри од неговите облаци. Таа е највнатрешната од галилеевите месечини на Јупитер, и нејзината орбита се наоѓа помеѓу оние на Теба и Европа. Вклучувајќи ги и внатрешните сателити на Јупитер, Ија е петтата месечина надвор од Јупитер. На Ија и требаат околу 42,5 часа за да заврши една орбита околу Јупитер (доволно брзо за нејзиното движење да се набљудува во текот на една ноќ на набљудување). Ија е во орбитална резонанца со средно движење 2:1 со Европа и 4:1 орбитална резонанца со средно движење со Ганимед, завршувајќи две орбити на Јупитер за секоја орбита завршена од Европа и четири орбити за секоја завршена од Ганимед. Оваа резонанца помага да се одржи орбиталната ексцентричност на Ија (0,0041), што пак обезбедува примарен извор на греење за неговата геолошка активност. Без оваа присилна ексцентричност, орбитата на Ија би се кружела низ плимната дисипација, што ќе доведе до геолошки помалку активен свет.

Како и другите галилееви месечини и месечината, Ија ротира синхроно со својот орбитален период, држејќи го едното лице речиси насочено кон Јупитер. Оваа синхронија ја дава дефиницијата за системот за должина на Ија. Главниот меридијан на Ија го пресекува екваторот во суб-јупитеровата точка. Страната на Ија која секогаш е свртена кон Јупитер е позната како субупитерова полутопка, додека страната што секогаш е свртена настрана е позната како антијупитерова полутопка. Страната на Ија која секогаш е свртена во насоката во којашто патува Ија во неговата орбита е позната како водечка полутопка, додека страната што секогаш е свртена во спротивна насока е позната како полутопка која следи.[59]

Од површината на Ија, Јупитер ќе поништи лак од 19,5°, правејќи Јупитер да изгледа 39 пати поголем од очигледниот пречник на Месечината на Земјата.

Интеракција со магнетосферата на Јупитер[уреди | уреди извор]

Шема на магнетосферата на Јупитер и компонентите под влијание на Ија (блиску до центарот на сликата): плазма тор (во црвено), неутрален облак (во жолто), цевка на флуксот (во зелено) и линии на магнетно поле (во сино).[60]

Ија игра значајна улога во обликувањето на магнетното поле на Јупитер, делувајќи како електричен генератор кој може да развие 400.000 волти преку себе и да создаде електрична струја од 3 милиони ампери, ослободувајќи јони кои му даваат на Јупитер големо магнетно поле со повеќе од двапати поголема големина.[61] Магнетосферата на Јупитер ги брише гасовите и прашината од тенката атмосфера на Ија со брзина од 1 тон во секунда.[62] Овој материјал е претежно составен од јонизиран и атомски сулфур, кислород и хлор; атомски натриум и калиум; молекуларен сулфур диоксид и сулфур; и прашина на натриум хлорид. Овие материјали потекнуваат од вулканската активност на Ија, при што материјалот што бега до магнетното поле на Јупитер и во меѓупланетарниот простор доаѓа директно од атмосферата на Ија. Овие материјали, во зависност од нивната јонизирана состојба и состав, завршуваат во различни неутрални (нејонизирани) облаци и радијациони појаси во магнетосферата на Јупитер и, во некои случаи, на крајот се исфрлаат од јупитеровиот систем.

Јупитеровиот систем - Ија и интеракција
(уметничко дело; 15 јули 2021 година)

Околу Ија (на растојание до шест радиуси од неговата површина) се наоѓа облак од неутрални атоми на сулфур, кислород, натриум и калиум. Овие честички потекнуваат од горната атмосфера на Ија и се возбудени од судири со јони во плазматскиот тор и од други процеси за пополнување на ридсната сфера на Ија, што го претставува регионот каде што гравитацијата на Ија е доминантна над Јупитер. Дел од овој материјал ја избегнува гравитациската сила на Ија и оди во орбитата околу Јупитер. Во период од 20 часа, овие честички се шират од Ија за да формираат неутрален облак во облик на банана, кој може да достигне до шест јупитерови радиуси од Ија, или внатре во орбитата на Ија и пред него или надвор од орбитата на Ија и зад него. Процесот на судир кој ги возбудува овие честички, исто така, повремено обезбедува натриумови јони во плазматскиот тор со електрони. Овие честички ја задржуваат својата брзина (70 km/s, во споредба со орбиталната брзина од 17 km/s во Ија), и на тој начин се исфрлаат во млазовите што водат подалеку од Ија.[63]

Ија орбитира во појас на интензивно зрачење. Плазмата во овој прстен во облик на крофна од јонизиран сулфур, кислород, натриум и хлор потекнува кога неутралните атоми во „облакот“ што ја опкружува Ија се јонизираат и се носат заедно со магнетосферата на Јупитер. За разлика од честичките во неутралниот облак, овие честички заедно ротираат со магнетосферата на Јупитер, вртејќи се околу Јупитер со брзина од 74 km/s. Како и останатиот дел од магнетното поле на Јупитер, плазматорот е навален во однос на екваторот на Јупитер (и орбиталната рамнина на Ија), така што Ија понекогаш е под, а во други времиња над јадрото на плазма-торот. Како што е наведено погоре, повисоките нивоа на брзина и енергија на овие јони се делумно одговорни за отстранување на неутралните атоми и молекули од атмосферата на Ија и попроширениот неутрален облак. Торот е составен од три дела: надворешен, „топол“ тор што се наоѓа веднаш надвор од орбитата на Ија; вертикално проширен регион познат како „лента“, составен од неутрален извор и плазма за ладење, сместен на околу оддалеченоста на Ија од Јупитер; и внатрешен, „ладен“ тор, составен од честички кои полека се вртат кон Јупитер.[62] По престојот во просек од 40 дена во торот, честичките во „топлиот“ тор бегаат и се делумно одговорни за невообичаено големата магнетосфера на Јупитер. Честичките од Ија, откриени како варијации во магнетосферската плазма, се откриени далеку во долгата магнетоопашка од страна на Нови Хоризонти. За да проучат слични варијации во плазма-торот, истражувачите ја мерат ултравиолетовата светлина што ја емитува. Иако таквите варијации не се дефинитивно поврзани со варијации во вулканската активност на Ија (крајниот извор на материјал во плазма-торот), оваа врска е воспоставена во неутралниот натриумски облак.[64]

За време на средбата со Јупитер во 1992 година, вселенското летало „Одисеј“ открило млаз честички со големина на прашина кои се исфрлени од јупитеровиот систем.[65] Прашината во овие дискретни текови се оддалечува од Јупитер со брзина нагоре од неколку стотици километри во секунда, има просечна големина на честички од 10 μm, и се состои првенствено од натриум хлорид.[66] Мерењата на прашината од Галилео покажале дека овие струи на прашина потекнуваат од Ија, но точно како тие се формираат, без разлика дали од вулканската активност на Ија или материјалот отстранет од површината, не е познато.[67]

Магнетното поле на Јупитер, кое Ија го преминува, ја спојува атмосферата на Ија и неутралниот облак со поларната горна атмосфера на Јупитер со генерирање електрична струја позната како флуксова цевка. Оваа струја произведува поларен сјај во поларните региони на Јупитер, познати како, како и поларните зраци во атмосферата на Ија. Честичките од оваа интеракција ги затемнуваат поларните региони на видливи бранови должини. Местоположбата на Ија и нејзиниот отпечаток на поларната светлина во однос на Земјата и Јупитер има силно влијание врз емисиите на јупитеровото радио од нашата гледна точка: кога Ија е видлива, радио сигналите од Јупитер значително се зголемуваат.[62] Мисијата на Јунона, која моментално е во орбитата околу Јупитер, треба да помогне да се расветлат овие процеси. Линиите на магнетното поле на Јупитер кои навистина поминуваат покрај јоносферата на Ија, исто така, предизвикуваат електрична струја, што пак создава индуцирано магнетно поле во внатрешноста на Ија. Се смета дека индуцираното магнетно поле на Ија е генерирано во делумно стопениот океан со силикатна магма на 50 километри под површината на Ија.[68] Слични индуцирани полиња биле пронајдени на другите галилееви сателити од страна на Галилео, веројатно генерирани во океаните во течна вода во внатрешноста на тие месечини.

Геологија[уреди | уреди извор]

Ија е малку поголема од Месечината на Земјата. Има среден радиус од 1,821,3 километри (околу 5% поголема од Месечината) и маса од 8,9319 ×1022 kg (околу 21% поголема од Месечината). Тоа е благ елипсоид по форма, со најдолгата оска насочена кон Јупитер. Помеѓу галилеевите сателити, и по маса и по волумен, Ија се рангира зад Ганимед и Калиста, но пред Европа.

Внатрешност[уреди | уреди извор]

Модел на можниот внатрешен состав на Ија со означени различни карактеристики.

Составени првенствено од силикатни карпи и железо, Ија и Европа се поблиску во најголемиот состав до копнените планети отколку до другите сателити во надворешниот Сончев Систем, кои главно се составени од мешавина на воден мраз и силикати. Ија има густина од 3,5275, највисока од која било редовна месечина во Сончевиот Систем; значително повисоки од другите галилееви сателити (особено Ганимед и Калиста, чии густини се околу 1,9 ) и малку повисока (~5,5%) од Месечината 3,344 и Европа 2,989. Моделите засновани на мерењата на Војаџер и Галилео за масата, радиусот и четириполовите гравитациони коефициенти на Ија (нумерички вредности поврзани со тоа како масата се распределува во објектот) сугерираат дека неговата внатрешност се разликува помеѓу кора и мантија богата со силикати и железо или јадро богато со железо-сулфид. Металното јадро на Ија сочинува приближно 20% од неговата маса.[69] Во зависност од количината на сулфур во јадрото, јадрото има радиус помеѓу 350 до 650 километри докиолку е речиси целосно составено од железо, или помеѓу 550 до 900 километри доколку се состои од мешавина од железо и сулфур. Магнетометарот на Галилео не успеал да открие внатрешно, вродено магнетното поле, и укажува на тоа дека јадрото не е конвекционално.[70]

Моделирањето на внатрешен состав на Ија укажува на тоа дека обвивката се состои од најмалку 75% од магнезиум богата со минерални форстерити, и има волуменски состав сличен на оној на L-грамските и LL-грамските метеорити, со повисока содржина на железо (во споредба со силикон) од Месечината или Земјата, но пониско од Марс.[71][72] За поддршка на протокот на топлина забележан на Ија, 10-20% од обвивката на Ија може да биде стопена, иако регионите каде што е забележан вулканизам со висока температура може да имаат повисоки фракции на топење.[73] Сепак, повторната анализа на податоците од магнетометарот Галилео во 2009 година открило присуство на индуцирано магнетно поле во Ија, за кое е потребен океан со магма од 50 километри под површината. Понатамошната анализа објавена во 2011 година обезбедила директен доказ за таков океан.[74] Овој слој се проценува дека е дебел 50 km и дека сочинува околу 10% од обвивката на Ија. Се проценува дека температурата во океанската магма достигнува 1.200 °C. Не е познато дали 10-20%, процентот на делумно топење за обвивката на Ија, е конзистентен со барањето за значителна количина стопени силикати во овој можен магматски океан.[75] Литосферата на Ија, составена од базалт и сулфур депонирани од обемниот вулканизам на Ија, е најмалку 12 километри дебела.

Плимно греење[уреди | уреди извор]

За разлика од Земјата и Месечината, главниот извор на внатрешна топлина на Ија доаѓа од ширењето на плимата наместо од распаѓање на радиоактивниот изотоп, резултат на орбиталната резонанца на Ија со Европа и Ганимед. Таквото загревање зависи од оддалеченоста на Ија од Јупитер, неговата орбитална ексцентричност, составот на неговата внатрешност и неговата физичка состојба. Нејзината Лапласова резонанца со Европа и Ганимед одржува ексцентричност и го спречува ширењето на приливите. Резонантната орбита, исто така, помага да се одржи растојанието на Ија од Јупитер; инаку плимата и осеката на Јупитер би предизвикала Ија полека да се оди нанадвор од својата матична планета.[76] Плимните сили што ги доживува Ија се околу 20.000 пати посилни од плимните сили што ги искусува Земјата поради Месечината, а вертикалните разлики во нејзината плимна испакнатост, помеѓу времето кога Ија е во периапсија и апоапсија во неговата орбита, може да бидат и до 100 метри.[77] Триењето или дисипацијата на плимата произведена во внатрешноста на Ија поради оваа променлива плимна привлечност, која, без резонантната орбита, наместо тоа би отишла во кружна орбита на Ија, создава значително плимно загревање во внатрешноста на Ија, топејќи значителна количина од обвивката и јадрото на Ија. Количината на произведена енергија е до 200 пати поголема од онаа произведена исклучиво од радиоактивно распаѓање. Оваа топлина се ослободува во форма на вулканска активност, генерирајќи го нејзиниот забележан висок проток на топлина (глобален вкупен: 0,6 до 1,6×10 14 W ).[73] Моделите на неговата орбита сугерираат дека количината на плимното загревање во рамките на Ија се менува со текот на времето; сепак, сегашната количина на дисипација на плимата е конзистентна со набљудуваниот проток на топлина.[73][78] Моделите на плимско загревање и конвекција не пронашле конзистентни профили на планетарна вискозност кои истовремено одговараат на дисипацијата на плимната енергија и на обвивката на топлината на површината.[78][79]

Иако постои општа согласност дека потеклото на топлината како што се манифестира во многуте вулкани на Ија е плимното загревање од гравитацијата од Јупитер и неговата месечина Европа, вулканите не се на позициите предвидени со плимното загревање. Тие се поместени за 30 до 60 степени на исток.[80] Студија објавена од Тајлер и сор. (2015) сугерира дека ова источно поместување може да биде предизвикано од океан од стопена карпа под површината. Движењето на оваа магма би генерира дополнителна топлина преку триење поради неговата вискозност. Авторите на студијата веруваат дека овој подземен океан е мешавина од стопена и цврста карпа.[81]

Другите месечини во Сончевиот Систем се исто така плимно загреани, и тие исто така може да генерираат дополнителна топлина преку триењето на подземната магма или водните океани. Оваа способност да се генерира топлина во подземниот океан ја зголемува можноста за живот на тела како Европа и Енцелад.[82][83]

Површина[уреди | уреди извор]

Карта на површината на Ија
Ротирачка слика на површината на Ија; големиот црвен прстен е околу вулканот Пеле

Врз основа на нивното искуство со античките површината на Месечината, Марс и Меркур, научниците очекувале да пронајдат бројни кратери со мисијата на Војаџер 1 преку првите фотографии на Ија. Густината на ударните кратери низ површината на Ија би дала индиции за староста на Ија. Сепак, тие биле изненадени кога откриле дека на површината речиси целосно недостасуваат ударни кратери, но наместо тоа, таа била покриена со мазни рамнини прошарани со високи планини, јами со различни форми и големини и вулкански текови на лава. Во споредба со повеќето светови забележани до тој момент, површината на Ија била покриена со разновидни шарени материјали (што води дека Ија се споредува со расипан портокал или со пица) од различни сулфурни соединенија.[84][85] Недостатокот на ударни кратери покажало дека површината на Ија е геолошки млада, како и копнената површина; вулканските материјали постојано ги закопуваат кратерите додека се произведуваат. Овој резултат бил спектакуларно потврден бидејќи најмалку девет активни вулкани биле забележани од Војаџер 1.

Површински состав[уреди | уреди извор]

Шарениот изглед на Ија е резултат на материјалите депонирани од неговиот екстензивен вулканизам, вклучувајќи силикати (како ортопироксен), сулфур и сулфур диоксид.[86] Мразот од сулфур диоксид е сеприсутен низ површината на Ија, формирајќи големи области покриени со бели или сиви материјали. Сулфурот исто така се гледа на многу места низ Ија, формирајќи жолто до жолто-зелени региони. Сулфурот наталожен во средната географска ширина и поларните региони често се оштетува од зрачење, распаѓајќи го нормално стабилниот цикличен сулфур со 8 синџири. Ова оштетување од радијација ги создава црвено-кафените поларни региони на Ија.

Геолошка карта на Ија

Експлозивниот вулканизам, кој често има форма во облик на чадор, ја бои површината со сулфурни и силикатни материјали. Наслагите на пердувите на Ија често се обоени со црвена или бела боја во зависност од количината на сулфур и сулфур диоксид во облакот. Општо земено, облаците формирани на вулканските отвори од дегасирана лава содржат поголема количина на S
2, создавајќи црвен депозитен „вентилатор“, или во екстремни случаи, големи (често достигнувајќи над 450 километри од централниот отвор) црвени прстени.[87] Истакнат пример за наслаги со црвен прстен се наоѓа кај Пеле. Овие црвени наслаги се состојат првенствено од сулфур (обично молекуларен сулфур со 3 и 4 синџири), сулфур диоксид и можеби сулфурил хлорид. Врвовите формирани на маргините на тековите на силикатна лава (преку интеракцијата на лавата и претходно постоечките наслаги на сулфур и сулфур диоксид) создаваат бели или сиви наслаги.

Композициското мапирање и високата густина на Ија сугерираат дека Ија содржи малку или нема воопшто вода, иако привремено се идентификувани мали џебови со воден мраз или хидрирани минерали, особено на северозападното крило на планината Гиш Бар.[88] Ија има најмалку вода од кое било познато тело во Сончевиот Систем.[89] Овој недостаток на вода најверојатно се должи на тоа што Јупитер бил доволно жежок во почетокот на еволуцијата на Сончевиот Систем за да ги истера испарливите материјали како водата во близина на Ија, но не доволно жежок за да го направи тоа подалеку.[90]

Вулканизам[уреди | уреди извор]

Активна лава во вулканскиот регион Тваштар Патера. Слики направени од Галилео во ноември 1999 година и февруари 2000 година.

Плимното загревање произведено од присилната орбитална ексцентричност на Ија го направил вулкански најактивен свет во Сончевиот Систем, со стотици вулкански центри и обемни текови на лава. За време на голема ерупција, може да се произведат лавински текови долги десетици, па дури и стотици километри, кои се состојат главно од базалтни силикатни лави со мафични или ултрамафични (богата со магнезиум) композиции. Како нуспроизвод на оваа активност, сулфур, сулфур диоксид и силикатен пирокластичен материјал (како пепел) се разнесуваат до 200 километри во вселената, создавајќи големи облаци во вид на чадор, бојадисувајќи го околниот терен во црвена, црна и бела боја и обезбедувајќи материјал за раздвоената атмосфера на Ија и обемната магнетосфера на Јупитер.

Површината на Ија е испреплетена со вулкански вдлабнатини познати како патера кои обично имаат рамни подови ограничени со стрмни ѕидови.[91] Овие карактеристики личат на земјишнитекалдери, но не е познато дали тие се произведени преку колапс преку испразнета лавинска комора како нивните копнени роднини. Една хипотеза сугерира дека овие карактеристики се произведени преку ексхумација на вулкански прагови, а материјалот што се наоѓа во него е или миниран или интегриран во прагот.[92] Примери на патера во различни фази на ексхумација се мапирани со помош на слики од Галилео од регионот Чак-Камакстли.[93] За разлика од сличните карактеристики на Земјата и Марс, овие вдлабнатини обично не лежат на врвот на штитестите вулкани и вообичаено се поголеми, со просечен дијаметар од 41 километри, а најголем е Локи Патера со 202 километри.[91] Локи е исто така постојано најсилниот вулкан на Ија, придонесувајќи во просек 25% од глобалната топлинска енергија на Ија.[94] Без оглед на механизмот на формирање, морфологијата и дистрибуцијата на многу патери, се смета дека овие карактеристики се структурно контролирани, и најмалку половина ограничени со раседи или планини.[91] Овие карактеристики често се место на вулкански ерупции, или од лавински текови што се шират низ катовите на патерите, како на пример ерупцијата во Гиш Бар Патера во 2001 година, или во форма на лавинско езеро. Лавинските езера или имаат постојано превртена кора од лава, како на пример кај Пеле, или епизодично превртена кора, како на пример кај Локи.[95][96]

Секвенца со пет слики од слики од Нови Хоризонти кои го прикажуваат вулканот на Ија, Тваштар како исфрла материјал 330 км над неговата површина

Лавините текови претставуваат уште еден голем вулкански терен на Ија. Магмата еруптира на површината од отворите на подот на патерите или на рамнините од пукнатините, создавајќи надуени, сложени лавински текови слични на оние што се гледаат во Килауеа на Хаваите. Сликите од вселенското летало Галилео откриле дека многу од главните лавински текови на Ија, како оние во Прометеј и Амирани, се произведени со акумулација на мали избивања на лавини текови врз постарите текови.[97] На Ија се забележани и поголеми изливи на лава. На пример, предниот раб на протокот на Прометеј се поместил од 75-95 километри помеѓу мисијата на Војаџер во 1979 година и првите набљудувања на Галилео во 1996 година. Голема ерупција во 1997 година произвела повеќе од 3,500 км свежа лава и го поплавила подот на соседната Пилан Патера.

Анализата на сликите на Војаџер ги навело научниците да веруваат дека овие текови се составени главно од различни соединенија на стопен сулфур. Сепак, последователните инфрацрвени студии и мерења на Земјата од вселенското летало Галилео покажуваат дека овие текови се составени од базалтичка лава со мафична до ултрамафична композиција. Оваа хипотеза се заснова на температурни мерења на „жариштата“ на Ија или локации со термичка емисија, кои сугерираат температури од најмалку 1.300 К и некои дури 1.600 K.[98] Првичните проценки кои сугерирале дека температурите на ерупцијата се приближуваат до 2.000 K, се покажале како преценети бидејќи се користеле погрешни термички модели за моделирање на температурите.[98]

Откривањето на столбови кај вулканите Пеле и Локи било првиот знак дека Ија е геолошки активна. Општо земено, овие облаци се формираат кога испарливи материи како сулфур и сулфур диоксид се исфрлаат кон небото од вулканите на Ија со брзина што достигнува 1 километар во секунда, создавајќи облаци од гас и прашина во облик на чадор. Дополнителен материјал што може да се најде во овие вулкански столбови вклучуваат натриум, калиум и хлор.[99] Најголемите облаци на Ија, како оние што ги испушта Пеле, се создаваат кога растворениот сулфур и гасот на сулфур диоксид се ослободуваат од еруптираната магма во вулканските отвори или лавинските езера, често влечејќи силикатен пирокластичен материјал со нив.[100] Овие облаци формираат црвени (од сулфур со краток синџир) и црни (од силикатни пирокластици) наслаги на површината. Врвовите формирани на овој начин се меѓу најголемите забележани во Ија, формирајќи црвени прстени повеќе од 1,000 километри во пречник. Примери за овој тип се Пеле, Тваштар и Дажбог. Друг тип на облак се создава кога просечните лавински текови го испаруваат основниот мраз од сулфур диоксид, испраќајќи го сулфурот кон небото. Овој тип на столб често формира светли кружни наслаги кои се состојат од сулфур диоксид. Овие столбови често се помали од 100 километри во височина и се меѓу најдолговечните облаци на Ија. Примерите вклучуваат Прометеј, Амирани и Масуби. Еруптираните сулфурни соединенија се концентрирани во горната кора од намалувањето на растворливоста на сулфур на поголеми длабочини во литосферата на Ија и може да бидат одредница за стилот на ерупција на жариштето.[100]

Планини[уреди | уреди извор]

Слика од сиви тонови на Галилео на Тохил, планина висока 5,4 километри

Ија има од 100 до 150 планини. Овие структури во просек 6 километри во висина и достигнуваат најмногу 17.5 ± 1.5 kiloметарs (57,414.7 ± 4,921.3 ст) во Босавла.[12] Планините често се појавуваат како големи (просечната планина е 157 километри долга), изолирани структури без наведени очигледни глобални тектонски обрасци, за разлика од случајот на Земјата.[12] За поддршка на огромната топографија забележана на овие планини потребни се композиции кои се состојат главно од силикатни карпи, наспроти сулфур.[101]

И покрај обемниот вулканизам што му го дава Ија неговиот специфичен изглед, скоро сите негови планини се тектонски структури и не се произведени од вулкани. Наместо тоа, повеќето јонски планини се формираат како резултат на напрегањата на притисок на основата на литосферата, која ги подигнува и често навалува делови од кората на Ија.[102] Напрегањата на притисокот што доведуваат до формирање на планина се резултат на континуираното закопување на вулкански материјали.[102] Глобалната дистрибуција на планините се чини дека е спротивна на онаа на вулканските структури; планините доминираат во области со помалку вулкани и обратно.[103] Ова укажува на големи региони во литосферата на Ија каде што доминира компресија (поддршка на формирање на планина) и проширување (поддршка на формирање на патера).[104] Локално, сепак, планините и патерите често се спојуваат една со друга, што сугерира дека магмата често ги искористува грешките формирани за време на формирањето на планините за да стигне до површината.

Планините на Ија (обично, структури кои се издигнуваат над околните рамнини) имаат различни морфологии. Висорамнините се најчести.[12] Овие структури личат на големи меси со рамен врв со груби површини. Другите планини се чини дека се навалени блокови, со плитка падина од поранешната рамна површина и стрмна падина која се состои од претходно под-површински материјали подигнати под притисок. Двата типа на планини често имаат стрмни гребени по една или повеќе маргини. Се смета дека само неколку планини на Ија имаат вулканско потекло. Овие планини личат на мали штитести вулкани, со стрмни падини (6–7°) во близина на мала, централна калдера и плитки падини по нивните рабови.[105] Овие вулкански планини честопати се помали од просечната планина на Ија, во просек само 1 до 2 километри во висина и од 40 до 60 километри во ширина. Други штитести вулкани со многу поплитки падини се заробени од морфологијата на неколку вулкани на Ија, каде тенки текови зрачат од централната патера, како што е Ра Патера.[105]

Се смета дека речиси сите планини се во некоја фаза на деградација. Големите наслаги од свлечишта се вообичаени во подножјето на Јонските планини, што сугерира дека масовното губење е примарна форма на деградација. Скалопираните рабови се вообичаени меѓу месите и висорамнините на Ија, резултат на исцрпување на сулфур диоксид од кората на Ија, создавајќи зони на слабост долж планинските рабови.[106]

Атмосфера[уреди | уреди извор]

Поларната светлина свети во горниот дел од атмосферата на Ија. Различните бои претставуваат емисија од различни компоненти на атмосферата (зелената доаѓа од емитување натриум, црвената од емитувањето кислород и сината од емитувањето вулкански гасови како сулфур диоксид). Слика направена додека Ија била во затемнување.

Ија има исклучително тенка атмосфера која се состои главно од сулфур диоксид ( SO2), со помали состојки вклучувајќи сулфур моноксид (SO), натриум хлорид (NaCl) и атомски сулфур и кислород.[107] Атмосферата има значителни варијации во густината и температурата во зависност од времето од денот, географската ширина, вулканската активност и изобилството на површински мраз. Максималниот атмосферски притисок на Ија се движи од 3,3 × 10−5  до 3 × 10−4  паскали (Pa) или 0,3 до 3 nbar, просторно забележани на полутопката против Јупитер на Ија и долж екваторот, а привремено во раните попладневни часови кога температурата на површинскиот мраз ќе достигне врв.[107][108][109] Забележани се и локализирани врвови кај вулканските облаци, со притисок од 5 × 10−4 до 40 × 10−4 (5 до 40 nbar). Атмосферскиот притисок на Ија е најнизок на ноќната страна на Ија, каде што притисокот се намалува на 0,1 × 10−7  до 1 × 10−7 (0,0001 до 0,001 nbar).[107][108] Атмосферската температура на Ија се движи од температурата на површината на мали надморски височини, каде што сулфур диоксидот е во рамнотежа на притисок на пареа со мраз на површината, до 1.800 K на повисоки надморски височини.[107][108] Нискиот притисок го ограничува ефектот на атмосферата на површината, освен привременото прераспределување на сулфур диоксидот од областите богати со мраз до областите сиромашни со мраз, и за проширување на големината на прстените на таложење на столбовите кога материјалот повторно ќе влезе во погустата дневна атмосфера.[107][108] Тенката јонска атмосфера, исто така, значи дека сите идни сонди за слетување испратени да го истражат Ија нема да треба да бидат обвиткани во топлински штит во стилот на аерошколки, туку наместо тоа, ќе бидат потребни ретротрастери за меко слетување. Тенката атмосфера, исто така, бара цврсто слетување способно да го издржи силното зрачење на Јупитер, чија погуста атмосфера би го ублажила.

Гасот во атмосферата на Ија е лишен од магнетосферата на Јупитер, бегајќи или кон неутралниот облак што го опкружува Ија, или кон плазма-торот на Ија, прстен од јонизирани честички што ја дели орбитата на Ија, но ко-ротира со магнетосферата на Јупитер.[110] Приближно еден тон материјал се отстранува од атмосферата секоја секунда преку овој процес, така што мора постојано да се надополнува.[62] Најдраматичниот извор на SO2 се вулкански столбови кои испуштаат 104 kg сулфур диоксид во секунда во атмосферата на Ија, иако поголемиот дел од тоа се кондензира назад на површината.[111] Поголемиот дел од сулфур диоксидот во атмосферата на Ија се одржува со сублимација на SO2 замрзнати на површината.[112] Атмосферата во денот е во голема мера ограничена на 40° од екваторот, каде што површината е најтопла и каде што живеат најактивните вулкански облаци.[113] Атмосферата управувана од сублимација е исто така конзистентна со набљудувањата дека атмосферата на Ија е најгуста над полутопката против Јупитер, каде што SO2 мразот е најзастапен и е најгуст кога Ија е поблиску до Сонцето. Сепак, потребни се одредени придонеси од вулканските столбови бидејќи највисоките забележани густини се забележани во близина на вулканските отвори.[107] Бидејќи густината на сулфур диоксидот во атмосферата е директно поврзана со температурата на површината, атмосферата на Ија делумно се колабира ноќе, или кога Ија е во сенката на Јупитер (со 80% пад на густината на колоната [114] ). Колапсот за време на затемнувањето е донекаде ограничен со формирањето на дифузионен слој на сулфур моноксид во најнискиот дел од атмосферата, но атмосферскиот притисок на ноќната атмосфера на Ија е за два до четири реда по големина помал отколку на неговиот врв попладне. Помалите состојки на атмосферата на Ија, како што се NaCl, SO, O и S произлегуваат или од: директно вулканско испуштање гас; фотодисоцијација, или хемиско распаѓање предизвикано од сончевото ултравиолетово зрачење, од SO2; или распрскување на површинските наслаги од наелектризираните честички од магнетосферата на Јупитер.[112]

Различни истражувачи предложиле дека атмосферата на Ија се замрзнува на површината кога ќе помине во сенката на Јупитер. Доказ за тоа е „осветлувањето по затемнувањето“, каде што Месечината понекогаш изгледа малку посветла како да е покриена со мраз веднаш по затемнувањето. По околу 15 минути осветленоста се враќа во нормала, веројатно затоа што мразот исчезнал преку сублимација.[115][116][117][118] Покрај тоа што може да се види преку телескопи од земјата, осветлувањето по затемнувањето било пронајдено во блиску инфрацрвени бранови должини со помош на инструмент на вселенското летало Касини.[119] Дополнителна поддршка за оваа идеја дошла во 2013 година кога Опсерваторијата „Гемини“ била искористена за директно мерење на Ија.[120][121]

Сликите на Ија со висока резолуција, добиени кога Ија доживува затемнување, откриваат сјај сличен на поларната светлина. [122] Како и на Земјата, ова се должи на зрачењето на честичките што ја погодува атмосферата, иако во овој случај наелектризираните честички доаѓаат од магнетното поле на Јупитер наместо од сончевиот ветер. Поларните светлини обично се појавуваат во близина на магнетните полови на планетите, но на Ија се најсветли во близина на нејзиниот екватор. На Ија и недостасува сопствено внатрешно магнетно поле; затоа, електроните кои патуваат по магнетното поле на Јупитер во близина на Ија директно влијаат на атмосферата на Ија. Повеќе електрони се судираат со нејзината атмосфера, создавајќи ја најсветлата поларна светлина, каде линиите на полето се тангентни на Ија (т.е. во близина на екваторот), бидејќи колоната гас низ која поминуваат е најдолга во овој дел. Поларните светлини поврзани со овие тангентни точки на Ија се забележани како се лулаат со променливата ориентација на навалениот магнетен дипол на Јупитер.[123] Забележани е и побледа поларна светлина од атоми на кислород (црвеното свети на сликата десно), и атоми на натриум на ноќната страна на Ија (зеленото свети на истата слика).[122]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. ↑ 1,0 1,1 Blue, Jennifer (9 November 2009). „Planet and Satellite Names and Discoverers“. USGS.
  2. ↑ S. W. Kieffer (1982) "Ionian Volcanism", in David Morrison, ed., Satellites of Jupiter, vol. 3, International Astronomical Union
  3. ↑ "Electron Beams and Ion Composition Measured at Io and in Its Torus", Science, 1996 October 18
  4. ↑ Thomas, P. C.; и др. (1998). „The Shape of Io from Galileo Limb Measurements“. Icarus. 135 (1): 175–180. Bibcode:1998Icar..135..175T. doi:10.1006/icar.1998.5987.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 Yeomans, Donald K. (13 July 2006). „Planetary Satellite Physical Parameters“. JPL Solar System Dynamics.
  6. ↑ Schubert, G.; Anderson, J. D.; Spohn, T.; McKinnon, W. B. (2004). „Interior composition, structure and dynamics of the Galilean satellites“. Во Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. (уред.). Jupiter : the planet, satellites, and magnetosphere. New York: Cambridge University Press. стр. 281–306. ISBN 978-0521035453. OCLC 54081598.
  7. ↑ „Classic Satellites of the Solar System“. Observatorio ARVAL. Архивирано од изворникот на 9 July 2011. Посетено на 28 September 2007.
  8. ↑ Rathbun, J. A.; Spencer, J.R.; Tamppari, L.K.; Martin, T.Z.; Barnard, L.; Travis, L.D. (2004). „Mapping of Io's thermal radiation by the Galileo photopolarimeter-radiometer (PPR) instrument“. Icarus. 169 (1): 127–139. Bibcode:2004Icar..169..127R. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.021.
  9. ↑ Rosaly MC Lopes (2006). „Io: The Volcanic Moon“. Во Lucy-Ann McFadden; Paul R. Weissman; Torrence V. Johnson (уред.). Encyclopedia of the Solar System. Academic Press. стр. 419–431. ISBN 978-0-12-088589-3.
  10. ↑ Lopes, R. M. C.; и др. (2004). „Lava lakes on Io: Observations of Io's volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys“. Icarus. 169 (1): 140–174. Bibcode:2004Icar..169..140L. doi:10.1016/j.icarus.2003.11.013.
  11. ↑ Sokol, Joshua (26 June 2019). „This World Is a Simmering Hellscape. They've Been Watching Its Explosions. - Researchers have released a five-year record of volcanic activity on Io, a moon of Jupiter, hoping others will find more patterns“. The New York Times. Посетено на 26 June 2019.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 Schenk, P.; и др. (2001). „The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo“. Journal of Geophysical Research. 106 (E12): 33201–33222. Bibcode:2001JGR...10633201S. doi:10.1029/2000JE001408.
  13. ↑ „2000 February 29, SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)“. CSUFresno.edu. 29 February 2000. Архивирано од изворникот на 25 July 2008.
  14. ↑ Marius, S. (1614). „Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici“ [The World of Jupiter discovered in the year 1609 by Means of a Belgian spy-glass]. The Observatory. 39: 367. Bibcode:1916Obs....39..367.
  15. ↑ Van Helden, Al (1995). „Satellites of Jupiter“.
  16. ↑ Marius, SImon (1614). Mundus Iovialis: anno MDCIX detectus ope perspicilli Belgici, hoc est, quatuor Jovialium planetarum, cum theoria, tum tabulæ. Nuremberg: Sumptibus & Typis Iohannis Lauri. стр. B2, recto and verso (images 35 and 36), with erratum on last page (image 78). Посетено на 30 June 2020.
  17. ↑ Marazzini, Claudio (2005). „I nomi dei satelliti di Giove: da Galileo a Simon Marius“ [The names of the satellites of Jupiter: from Galileo to Simon Marius]. Lettere Italiane. 57 (3): 391–407. JSTOR 26267017.
  18. ↑ „Io: Overview“. NASA. Архивирано од изворникот на 11 February 2003. Посетено на 5 March 2012.
  19. ↑ Barnard, E. E. (1894). „On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 54 (3): 134–136. Bibcode:1894MNRAS..54..134B. doi:10.1093/mnras/54.3.134.
  20. ↑ Barnard, E. E. (1891). „Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 51 (9): 543–556. Bibcode:1891MNRAS..51..543B. doi:10.1093/mnras/51.9.543.
  21. ↑ 21,0 21,1 Blue, Jennifer. „Categories for Naming Features on Planets and Satellites“. U.S. Geological Survey. Посетено на 12 September 2013.
  22. ↑ Blue, Jennifer (14 June 2007). „Io Nomenclature Table of Contents“. U.S. Geological Survey. Архивирано од изворникот на 29 June 2007.
  23. ↑ 23,0 23,1 Cruikshank, D. P.; Nelson, R. M. (2007). „A history of the exploration of Io“. Во Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R. (уред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. стр. 5–33. ISBN 978-3-540-34681-4.
  24. ↑ Van Helden, Albert (14 January 2004). „The Galileo Project / Science / Simon Marius“. Rice University.
  25. ↑ Baalke, Ron. „Discovery of the Galilean Satellites“. Jet Propulsion Laboratory. Архивирано од изворникот на 6 January 1997. Посетено на 7 January 2010.
  26. ↑ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (February 1997). „Longitude and the Académie Royale“. University of St. Andrews. Посетено на 14 June 2007.
  27. ↑ Dobbins, T.; Sheehan, W. (2004). „The Story of Jupiter's Egg Moons“. Sky & Telescope. 107 (1): 114–120. Bibcode:2004S&T...107a.114D.
  28. ↑ Minton, R. B. (1973). „The Red Polar Caps of Io“. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 10: 35–39. Bibcode:1973CoLPL..10...35M.
  29. ↑ Lee, T. (1972). „Spectral Albedos of the Galilean Satellites“. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 9 (3): 179–180. Bibcode:1972CoLPL...9..179L.
  30. ↑ Fanale, F. P.; и др. (1974). „Io: A Surface Evaporite Deposit?“. Science. 186 (4167): 922–925. Bibcode:1974Sci...186..922F. doi:10.1126/science.186.4167.922. PMID 17730914.
  31. ↑ Bigg, E. K. (1964). „Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission“. Nature. 203 (4949): 1008–1010. Bibcode:1964Natur.203.1008B. doi:10.1038/2031008a0.
  32. ↑ 32,0 32,1 Fimmel, R. O.; и др. (1977). „First into the Outer Solar System“. Pioneer Odyssey. NASA. Посетено на 5 June 2007.
  33. ↑ Anderson, J. D.; и др. (1974). „Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10“. Science. 183 (4122): 322–323. Bibcode:1974Sci...183..322A. doi:10.1126/science.183.4122.322. PMID 17821098.
  34. ↑ „Pioneer 11 Images of Io“. Galileo Home Page. Архивирано од изворникот на 9 April 1997. Посетено на 21 April 2007.
  35. ↑ „Voyager Mission Description“. NASA PDS Rings Node. 19 February 1997.
  36. ↑ Smith, B. A.; и др. (1979). „The Jupiter system through the eyes of Voyager 1“. Science. 204 (4396): 951–972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430.
  37. ↑ „Jupiter moon shows color, erosion signs“. The Milwaukee Sentinel. United Press International. 6 March 1979. стр. 2.
  38. ↑ Morabito, L. A.; и др. (1979). „Discovery of currently active extraterrestrial volcanism“. Science. 204 (4396): 972. Bibcode:1979Sci...204..972M. doi:10.1126/science.204.4396.972. PMID 17800432.
  39. ↑ Strom, R. G.; и др. (1979). „Volcanic eruption plumes on Io“. Nature. 280 (5725): 733–736. Bibcode:1979Natur.280..733S. doi:10.1038/280733a0.
  40. ↑ Peale, S. J.; и др. (1979). „Melting of Io by Tidal Dissipation“ (PDF). Science. 203 (4383): 892–894. Bibcode:1979Sci...203..892P. doi:10.1126/science.203.4383.892. PMID 17771724. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-02-11.
  41. ↑ Soderblom, L. A.; и др. (1980). „Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results“. Geophys. Res. Lett. 7 (11): 963–966. Bibcode:1980GeoRL...7..963S. doi:10.1029/GL007i011p00963.
  42. ↑ Pearl, J. C.; и др. (1979). „Identification of gaseous SO2 and new upper limits for other gases on Io“. Nature. 288 (5725): 757–758. Bibcode:1979Natur.280..755P. doi:10.1038/280755a0.
  43. ↑ Broadfoot, A. L.; и др. (1979). „Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter“. Science. 204 (4396): 979–982. Bibcode:1979Sci...204..979B. doi:10.1126/science.204.4396.979. PMID 17800434.
  44. ↑ Strom, R. G.; Schneider, N. M. (1982). „Volcanic eruptions on Io“. Во Morrison, D. (уред.). Satellites of Jupiter. University of Arizona Press. стр. 598–633. ISBN 0-8165-0762-7.
  45. ↑ Anderson, J. D.; и др. (1996). „Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io“. Science. 272 (5262): 709–712. Bibcode:1996Sci...272..709A. doi:10.1126/science.272.5262.709. PMID 8662566.
  46. ↑ McEwen, A. S.; и др. (1998). „High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io“ (PDF). Science. 281 (5373): 87–90. Bibcode:1998Sci...281...87M. doi:10.1126/science.281.5373.87. PMID 9651251. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-09-23.
  47. ↑ Perry, J.; и др. (2007). „A Summary of the Galileo mission and its observations of Io“. Во Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R. (уред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. стр. 35–59. ISBN 978-3-540-34681-4.
  48. ↑ Porco, C. C.; и др. (2003). „Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings“ (PDF). Science. 299 (5612): 1541–1547. Bibcode:2003Sci...299.1541P. doi:10.1126/science.1079462. PMID 12624258.
  49. ↑ 49,0 49,1 Spencer, J. R.; и др. (2007). „Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano“ (PDF). Science. 318 (5848): 240–243. Bibcode:2007Sci...318..240S. doi:10.1126/science.1147621. PMID 17932290. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-04-12.
  50. ↑ Greicius, Tony (September 21, 2015). „Juno – Mission Overview“. NASA. Посетено на February 14, 2020.
  51. ↑ Mura, A.; и др. (2020). „Infrared observations of Io from Juno“. Icarus. 341: 113607. Bibcode:2020Icar..34113607M. doi:10.1016/j.icarus.2019.113607.
  52. ↑ „NASA's Juno Mission Expands into the Future“. January 13, 2021. Посетено на February 1, 2021.
  53. ↑ Bolton, Scott (September 2, 2020). „Juno OPAG Report“ (PDF). Посетено на August 31, 2020.
  54. ↑ Anderson, Paul Scott (January 6, 2019). „New Juno images of Io's fiery volcanoes“. EarthSky. Посетено на February 14, 2020.
  55. ↑ Tosi, F.; и др. (2020). „Mapping Io's Surface Composition With Juno/JIRAM“. Journal of Geophysical Research: Planets. 125 (11): e06522. Bibcode:2020JGRE..12506522T. doi:10.1029/2020JE006522.
  56. ↑ Jonathan Amos (2 May 2012). „Esa selects 1bn-euro Juice probe to Jupiter“. BBC News.
  57. ↑ JUICE assessment study report (Yellow Book), ESA, 2012
  58. ↑ „NASA Selects Four Possible Missions to Study the Secrets of the Solar System“. NASA. 13 Feb 2020.
  59. ↑ Lopes, R. M. C.; Williams, D. A. (2005). „Io after Galileo“. Reports on Progress in Physics. 68 (2): 303–340. Bibcode:2005RPPh...68..303L. doi:10.1088/0034-4885/68/2/R02.
  60. ↑ Spencer, J. „John Spencer's Astronomical Visualizations“. Посетено на 25 May 2007.
  61. ↑ „Io: Overview“. Solar System Exploration. NASA. Архивирано од изворникот на 11 February 2003. Посетено на 29 October 2014.
  62. ↑ 62,0 62,1 62,2 62,3 Schneider, N. M.; Bagenal, F. (2007). „Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions“. Во Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R. (уред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. стр. 265–286. ISBN 978-3-540-34681-4. Грешка во наводот: Неважечка ознака <ref>; називот „IobookChap11“ е зададен повеќепати со различна содржина.
  63. ↑ Burger, M. H.; и др. (1999). „Galileo's close-up view of Io sodium jet“. Geophys. Res. Lett. 26 (22): 3333–3336. Bibcode:1999GeoRL..26.3333B. doi:10.1029/1999GL003654.
  64. ↑ Medillo, M.; и др. (2004). „Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds“. Icarus. 170 (2): 430–442. Bibcode:2004Icar..170..430M. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.009.
  65. ↑ Grün, E.; и др. (1993). „Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft“. Nature. 362 (6419): 428–430. Bibcode:1993Natur.362..428G. doi:10.1038/362428a0.
  66. ↑ Zook, H. A.; и др. (1996). „Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories“. Science. 274 (5292): 1501–1503. Bibcode:1996Sci...274.1501Z. doi:10.1126/science.274.5292.1501. PMID 8929405.
  67. ↑ Grün, E.; и др. (1996). „Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter“. Science. 274 (5286): 399–401. Bibcode:1996Sci...274..399G. doi:10.1126/science.274.5286.399.
  68. ↑ Kerr, R. A. (2010). „Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io“. Science. 327 (5964): 408–409. doi:10.1126/science.327.5964.408-b. PMID 20093451.
  69. ↑ Anderson, J. D.; и др. (2001). „Io's gravity field and interior structure“. J. Geophys. Res. 106 (E12): 32963–32969. Bibcode:2001JGR...10632963A. doi:10.1029/2000JE001367.
  70. ↑ Kivelson, M. G.; и др. (2001). „Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000“. J. Geophys. Res. 106 (A11): 26121–26135. Bibcode:2001JGR...10626121K. doi:10.1029/2000JA002510.
  71. ↑ Sohl, F.; и др. (2002). „Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites“. Icarus. 157 (1): 104–119. Bibcode:2002Icar..157..104S. doi:10.1006/icar.2002.6828.
  72. ↑ Kuskov, O. L.; Kronrod, V. A. (2001). „Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites“. Icarus. 151 (2): 204–227. Bibcode:2001Icar..151..204K. doi:10.1006/icar.2001.6611.
  73. ↑ 73,0 73,1 73,2 Moore, W. B.; и др. (2007). „The Interior of Io.“. Во R. M. C. Lopes; J. R. Spencer (уред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. стр. 89–108. ISBN 978-3-540-34681-4.
  74. ↑ „NASA's Galileo Reveals Magma 'Ocean' Beneath Surface of Jupiter's Moon“. Science Daily. 12 May 2011.
  75. ↑ Perry, J. (21 January 2010). „Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean“. The Gish Bar Times.
  76. ↑ Yoder, C. F.; и др. (1979). „How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks“. Nature. 279 (5716): 767–770. Bibcode:1979Natur.279..767Y. doi:10.1038/279767a0.
  77. ↑ Interplanetary Low Tide - NASA Science Mission Directorate
  78. ↑ 78,0 78,1 Lainey, V.; и др. (2009). „Strong tidal dissipation in Io and Jupiter from astrometric observations“. Nature. 459 (7249): 957–959. Bibcode:2009Natur.459..957L. doi:10.1038/nature08108. PMID 19536258.
  79. ↑ Moore, W. B. (August 2003). „Tidal heating and convection in Io“. Journal of Geophysical Research. 108 (E8): 5096. Bibcode:2003JGRE..108.5096M. doi:10.1029/2002JE001943.
  80. ↑ Steigerwald, William (10 September 2015). „Underground Magma Ocean Could Explain Io's 'Misplaced' Volcanoes“. NASA. Посетено на 19 September 2015.
  81. ↑ Tyler, Robert H.; Henning, Wade G.; Hamilton, Christopher W. (June 2015). „Tidal Heating in a Magma Ocean within Jupiter's Moon Io“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 218 (2). 22. Bibcode:2015ApJS..218...22T. doi:10.1088/0067-0049/218/2/22.
  82. ↑ Lewin, Sarah (14 September 2015). „Magma Oceans on Jupiter's Moon Io May Solve Volcano Mystery“. Space.com. Посетено на 19 September 2015.
  83. ↑ „Cassini Finds Global Ocean in Saturn's Moon Enceladus“. NASA / Jet Propulsion Laboratory. 15 September 2015. Посетено на 19 September 2015.
  84. ↑ Britt, Robert Roy (16 March 2000). „Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color“. Space.com. Архивирано од изворникот на 18 August 2000.
  85. ↑ Calder, Nigel (2005). Magic Universe: A Grand Tour of Modern Science. Oxford University Press. стр. 215. ISBN 978-0-19-280669-7.
  86. ↑ Carlson, R. W.; и др. (2007). „Io's surface composition“. Во Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R. (уред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. стр. 194–229. ISBN 978-3-540-34681-4.
  87. ↑ Spencer, J.; и др. (2000). „Discovery of Gaseous S
    2     in Io's Pele Plume“. Science. 288 (5469): 1208–1210. Bibcode:2000Sci...288.1208S. doi:10.1126/science.288.5469.1208. PMID 10817990.
  88. ↑ Douté, S.; и др. (2004). „Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS“. Icarus. 169 (1): 175–196. Bibcode:2004Icar..169..175D. doi:10.1016/j.icarus.2004.02.001.
  89. ↑ Seeds, Michael A.; Backman, Dana E. (2012). The Solar System (изд. 8th.). Cengage Learning. стр. 514. ISBN 9781133713685.
  90. ↑ Hadhazy, Adam (6 March 2014). „Alien Moons Could Bake Dry from Young Gas Giants' Hot Glow“. Astrobiology Magazine. Посетено на 28 October 2014.
  91. ↑ 91,0 91,1 91,2 Radebaugh, D.; и др. (2001). „Paterae on Io: A new type of volcanic caldera?“ (PDF). J. Geophys. Res. 106 (E12): 33005–33020. Bibcode:2001JGR...10633005R. doi:10.1029/2000JE001406.
  92. ↑ Keszthelyi, L.; и др. (2004). „A Post-Galileo view of Io's Interior“. Icarus. 169 (1): 271–286. Bibcode:2004Icar..169..271K. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.005.
  93. ↑ Williams, David; Radebaugh, Jani; Keszthelyi, Laszlo P.; McEwen, Alfred S.; Lopes, Rosaly M. C.; Douté, Sylvain; Greeley, Ronald (2002). „Geologic mapping of the Chaac-Camaxtli region of Io from Galileo imaging data“. Journal of Geophysical Research. 107 (E9): 5068. Bibcode:2002JGRE..107.5068W. doi:10.1029/2001JE001821.
  94. ↑ Moore, Patrick, уред. (2002). Astronomy Encyclopedia. New York: Oxford University Press. стр. 232. ISBN 0-19-521833-7.
  95. ↑ Radebaugh, J.; и др. (2004). „Observations and temperatures of Io's Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images“. Icarus. 169 (1): 65–79. Bibcode:2004Icar..169...65R. doi:10.1016/j.icarus.2003.10.019.
  96. ↑ Howell, R. R.; Lopes, R. M. C. (2007). „The nature of the volcanic activity at Loki: Insights from Galileo NIMS and PPR data“. Icarus. 186 (2): 448–461. Bibcode:2007Icar..186..448H. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.022.
  97. ↑ Keszthelyi, L.; и др. (2001). „Imaging of volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission“. J. Geophys. Res. 106 (E12): 33025–33052. Bibcode:2001JGR...10633025K. doi:10.1029/2000JE001383.
  98. ↑ 98,0 98,1 Keszthelyi, L.; и др. (2007). „New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior“. Icarus. 192 (2): 491–502. Bibcode:2007Icar..192..491K. doi:10.1016/j.icarus.2007.07.008.
  99. ↑ Roesler, F. L.; Moos, H. W.; Oliversen, R. J.; Woodward, Jr., R. C.; Retherford, K. D.; и др. (January 1999). „Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS“. Science. 283 (5400): 353–357. Bibcode:1999Sci...283..353R. doi:10.1126/science.283.5400.353. PMID 9888844.
  100. ↑ 100,0 100,1 Battaglia, Steven M.; Stewart, Michael A.; Kieffer, Susan W. (June 2014). „Io's theothermal (sulfur) - Lithosphere cycle inferred from sulfur solubility modeling of Pele's magma supply“. Icarus. 235: 123–129. Bibcode:2014Icar..235..123B. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.019.
  101. ↑ Clow, G. D.; Carr, M. H. (1980). „Stability of sulfur slopes on Io“. Icarus. 44 (2): 268–279. Bibcode:1980Icar...44..268C. doi:10.1016/0019-1035(80)90022-6.
  102. ↑ 102,0 102,1 Schenk, P. M.; Bulmer, M. H. (1998). „Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements“ (PDF). Science. 279 (5356): 1514–1517. Bibcode:1998Sci...279.1514S. doi:10.1126/science.279.5356.1514. PMID 9488645. Архивирано од изворникот (PDF) на 2019-02-19.
  103. ↑ McKinnon, W. B.; и др. (2001). „Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting“ (PDF). Geology. 29 (2): 103–106. Bibcode:2001Geo....29..103M. doi:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-02-11.
  104. ↑ Tackley, P. J. (2001). „Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows“. J. Geophys. Res. 106 (E12): 32971–32981. Bibcode:2001JGR...10632971T. doi:10.1029/2000JE001411.
  105. ↑ 105,0 105,1 Schenk, P. M.; Wilson, R. R.; Davies, A. G. (2004). „Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io“. Icarus. 169 (1): 98–110. Bibcode:2004Icar..169...98S. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.015.
  106. ↑ Moore, J. M.; и др. (2001). „Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view“ (PDF). J. Geophys. Res. 106 (E12): 33223–33240. Bibcode:2001JGR...10633223M. doi:10.1029/2000JE001375.
  107. ↑ 107,0 107,1 107,2 107,3 107,4 107,5 Lellouch, E.; и др. (2007). „Io's atmosphere“. Во Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (уред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. стр. 231–264. ISBN 978-3-540-34681-4.
  108. ↑ 108,0 108,1 108,2 108,3 Walker, A. C.; и др. (2010). „A Comprehensive Numerical Simulation of Io's Sublimation-Driven Atmosphere“. Icarus. in. press (1): 409–432. Bibcode:2010Icar..207..409W. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.012.
  109. ↑ Spencer, A. C.; и др. (2005). „Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io's SO2 atmosphere“ (PDF). Icarus. 176 (2): 283–304. Bibcode:2005Icar..176..283S. doi:10.1016/j.icarus.2005.01.019.
  110. ↑ Krimigis, S. M.; и др. (2002). „A nebula of gases from Io surrounding Jupiter“. Nature. 415 (6875): 994–996. Bibcode:2002Natur.415..994K. doi:10.1038/415994a. PMID 11875559.Krimigis, S. M.; et al. (2002). "A nebula of gases from Io surrounding Jupiter". Nature. 415 (6875): 994–996. Bibcode:2002Natur.415..994K. doi:10.1038/415994a. PMID 11875559.
  111. ↑ Geissler, P. E.; Goldstein, D. B. (2007). „Plumes and their deposits“. Во Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R. (уред.). Io after Galileo. Springer-Praxis. стр. 163–192. ISBN 978-3-540-34681-4.
  112. ↑ 112,0 112,1 Moullet, A.; и др. (2010). „Simultaneous mapping of SO2, SO, NaCl in Io's atmosphere with the Submillimeter Array“. Icarus. in. press (1): 353–365. Bibcode:2010Icar..208..353M. doi:10.1016/j.icarus.2010.02.009.
  113. ↑ Feaga, L. M.; и др. (2009). „Io's dayside SO2 atmosphere“. Icarus. 201 (2): 570–584. Bibcode:2009Icar..201..570F. doi:10.1016/j.icarus.2009.01.029.
  114. ↑ Tsang, C. C. C.; Spencer, J. R.; Lellouch, E.; Lopez-Valverde, M. A.; Richter, M. J. (2 August 2016). „The collapse of Io's primary atmosphere in Jupiter eclipse“. Journal of Geophysical Research: Planets. 121 (8): 1400–1410. Bibcode:2016JGRE..121.1400T. doi:10.1002/2016JE005025. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  115. ↑ Fanale, F. P.; и др. (June 1981). „Io: Could SO
    2     condensation/sublimation cause the sometimes reported post-eclipse brightening?“. Geophysical Research Letters. 8 (6): 625–628. Bibcode:1981GeoRL...8..625F. doi:10.1029/GL008i006p00625.
  116. ↑ Nelson, Robert M.; и др. (February 1993). „The Brightness of Jupiter's Satellite Io Following Emergence from Eclipse: Selected Observations, 1981–1989“. Icarus. 101 (2): 223–233. Bibcode:1993Icar..101..223N. doi:10.1006/icar.1993.1020.
  117. ↑ Veverka, J.; и др. (July 1981). „Voyager search for posteclipse brightening on Io“. Icarus. 47 (1): 60–74. Bibcode:1981Icar...47...60V. doi:10.1016/0019-1035(81)90091-9.
  118. ↑ Secosky, James J.; Potter, Michael (September 1994). „A Hubble Space Telescope study of posteclipse brightening and albedo changes on Io“. Icarus. 111 (1): 73–78. Bibcode:1994Icar..111...73S. doi:10.1006/icar.1994.1134.
  119. ↑ Bellucci, Giancarlo; и др. (November 2004). „Cassini/VIMS observation of an Io post-eclipse brightening event“. Icarus. 172 (1): 141–148. Bibcode:2004Icar..172..141B. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.012.
  120. ↑ Crowe, Robert (2 August 2016). „SwRI Space Scientists Observe Io's Atmospheric Collapse During Eclipse“. Southwest Research Institute. Посетено на 4 October 2018.
  121. ↑ Tsang, Constantine C. C.; и др. (August 2016). „The collapse of Io's primary atmosphere in Jupiter eclipse“ (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 121 (8): 1400–1410. Bibcode:2016JGRE..121.1400T. doi:10.1002/2016JE005025. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  122. ↑ 122,0 122,1 Geissler, P. E.; McEwen, A. S.; Ip, W.; Belton, M. J. S.; Johnson, T. V.; и др. (August 1999). „Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io“ (PDF). Science. 285 (5429): 870–874. Bibcode:1999Sci...285..870G. doi:10.1126/science.285.5429.870. PMID 10436151. Архивирано од изворникот (PDF) на 2019-02-20.Geissler, P. E.; McEwen, A. S.; Ip, W.; Belton, M. J. S.; Johnson, T. V.; et al. (August 1999). "Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io" (PDF). Science. 285 (5429): 870–874. Bibcode:1999Sci...285..870G. doi:10.1126/science.285.5429.870. PMID 10436151. S2CID 33402233. Archived from the original (PDF) on 20 February 2019.
  123. ↑ Retherford, K. D.; и др. (2000). „Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions“. J. Geophys. Res. 105 (A12): 27, 157–27, 165. Bibcode:2000JGR...10527157R. doi:10.1029/2000JA002500.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

Општи податоци[уреди | уреди извор]

Филмови[уреди | уреди извор]

Слики[уреди | уреди извор]

Карти[уреди | уреди извор]

Дополнителни наводи[уреди | уреди извор]

Наведени по оддалеченост од Јупитер (Епоха: ЈД 2459200,5).
Внатрешни месечини
Галилееви месечини
Темистова група
Хималиина група (7)
Карпова група
Валетудова група
Ананкина група (22)
Кармина група (22)
Пасифаина група (17)
 
Нормативна контрола
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ија_(месечина)&oldid=4774168“