Io (měsíc)

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání
Tento článek pojednává o měsíci. Další významy jsou uvedeny v článku IO.
Io
Pravdivé barvy pořízené během cesty sondy Galileo

Kliknutím na obrázek získáte další informace.
Objev
Objevitel G. Galilei
S. Marius
Datum objevu 7. ledna, 1610
(G. Galilei)
Elementy dráhy
(Ekvinokcium J2000,0)
Střední vzdálenost 421 700 km (0,002819 AU)
Excentricita 0,0041
Pericentrum 420 000 km (0,002807 AU)
Apocentrum 423 400 km (0,002830 AU)
Perioda (oběžná doba) 1,769137786 d (152 853,5047 s)
Obvod oběžné dráhy 2 649 600 km (0,018 AU)
Orbitální rychlost max: 17,406 km/s
průměrná: 17,334 km/s
min: 17,263 km/s
Sklon rotační osy 2,21° (k ekliptice)
0,05° (vzhledem k rovníku Jupiteru)
Přírodní satelit planety Jupiter
Fyzikální vlastnosti
Průměr měsíce 3642,6 km (0,286 Země)
(3660,0×3637,4×3630,6 km)
Plocha měsíce 41 910 000 km2 (0,082 Země)
Objem 2,53e+10 km3 (0,023 Země)
Hmotnost 8,9319e+22 kg (0,015 Země)
Střední hustota 3,528 g/cm3
Povrchová gravitace 1,79 m/s2 (0,183 g)
Úniková rychlost 2,6 km/s
Doba rotace synchronní
Rovníková
rotační rychlost
271 km/h
Sklon osy nula
Albedo 0,63
Povrchová teplota
min průměrná max
90 K 130 K 2000 K
Atmosférická charakteristika
Atmosférický tlak nezjištěn
oxid siřičitý 90 %

Io je jedním z měsíců planety Jupiter, nejvnitřnější ze skupiny měsíců objevených Galileem. S průměrem 3642,6 km se jedná o čtvrtý největší měsíc ve sluneční soustavě. Pojmenován byl dle řecké mytologie po Íó – kněžce Héry, která se stala milenkou vládce bohů Dia (v římské mytologii byl jeho ekvivalentem Jupiter).

Na povrchu měsíce se nachází více jak 400 aktivních sopek a Io je tak geologicky nejaktivnějším tělesem ve sluneční soustavě.[1][2] Extrémní vulkanická aktivita je výsledkem silných slapových jevů způsobených vlivem Jupitera, Europy a Ganymedu. Slapové síly působí na celý měsíc, způsobují tření a to je příčinou zahřívání jeho jádra. Erupce na povrchu vytvářejí oblaka síry a oxidu siřičitého, které dosahují výšky až 500 km. Povrch je pokryt více jak stovkou hor, které vznikly vyzdvihnutím částí kůry vlivem extrémní komprese silikátového pláště. Některé z těchto hor sahají výše než nejvyšší pozemská hora Mount Everest.[3] Na rozdíl od většiny měsíců ve vnější sluneční soustavě (které mají tlustou vrstvu ledu), je Io složen převážně ze silikátových hornin, které jsou okolo roztaveného železného či síroželeznatého jádra. Většina povrchu měsíce je charakteristická rozsáhlými pláněmi potaženými sírou nebo zmrzlým oxidem siřičitým způsobující jeho zvláštní zbarvení.

Povrchový vulkanismus je odpovědný za veliké množství unikátních útvarů na Io. Sopečná mračna a lávové proudy neustále přetvářejí povrch měsíce a jeho zbarvení, které se vyskytuje v různých odstínech červené, žluté, bílé, černé a zelené způsobované většinou sloučeninami síry. Velké množství lávových proudů, několik z nich delších než 500 km, přispívají k rychlým změnám vzhledu povrchu. Při pohledu z vesmíru povrch měsíce připomíná povrch pizzy. Sopečné erupce neustále doplňují materiál do slabé atmosféry Io a druhotně i do rozsáhlé magnetosféry Jupiteru.

Měsíc Io hrál významnou roli v rozvoji astronomie v 17. a 18. století. Objeven byl již v roce 1610 Galileem Galileiem, spolu s dalšími velkými satelity Jupiteru. Objev těchto měsíců podpořil obecné přijetí Koperníkovo heliocentrického modelu sluneční soustavy, vývoj Keplerových pohybových zákonů a první měření rychlosti světla.[4] Až do konce 19. století zůstával Io jen pouhým bodem. Na začátku 20. století zlepšení astronomických dalekohledů umožnilo rozpoznat tmavě červené polární a světlé rovníkové oblasti. V druhé polovině 20. století prolétly okolo měsíce dvě kosmické sondy Voyager 1 a Voyager 2, které přinesly poznatky o jeho geologické aktivitě v podobě sopek, velkých hor a mladého povrchu bez zjevného pokrytí impaktními krátery. V 90. letech a na začátku roku 2000 kolem měsíce několikrát prolétla kosmická sonda Galileo, což přispělo k získání znalostí o vnitřní stavbě měsíce. Průzkum Io pokračoval v prvních měsících roku 2007 pomocí přeletu sondy New Horizons.

Složení[editovat | editovat zdroj]

Měsíc Io je o něco větší než pozemský Měsíc, střední poloměr dosahuje 1821,3 km, což je o 5 procent více než má Měsíc. Hmotnost dosahuje 8,9319 × 1022 kg (o 21 procent více než má Měsíc). Io má lehce elipsovitý tvar s nejdelší osou směřující k Jupiteru. Mezi Galileovými měsíci je v uvedených parametrech před Europou, ale za Callisto a Ganymedem.

Model možné vnitřní stavby měsíce s vnitřním železným jádrem tvořeným železem nebo železem a sírou (šedé), vnější silikátovou kůrou (hnědě) a částečně nataveným pláštěm (oranžově)

Vnitřní stavba[editovat | editovat zdroj]

Složen primárně ze silikátů a železa je Io více podobný složením terestrickým planetám než ostatním měsícům vnější oblasti sluneční soustavy, které jsou většinou tvořeny směsicí vodního ledu a silikátů. Io má hustotu 3,5275 g/cm3, nejvyšší hustota ze všech měsíců ve sluneční soustavě (včetně pozemského měsíce) a značně vyšší než ostatní Galileovy měsíce.[5] Modely založené na měření sond Voyager a Galileo hmotnosti měsíce, velikosti a kvadrupolové gravitační koeficienty (číselné hodnoty spojené s tím, jak je hmotnost rozložena okolo tělesa) naznačují, že vnitřní stavba měsíce je diferenciovaná mezi silikátovou kůrou, pláštěm a železným či síroželezitým jádrem.[6] Kovové jádro měsíce tvoří přibližně 20 % celkové hmotnosti.[7] V závislosti na obsahu síry v jádře, pokud by bylo čistě železné, bude velké 350 až 650 km. Pokud obsahuje významnější podíl síry, může mít velikost mezi 550 až 900 km. Sondě Galileo se jejím magnetometrem nepovedlo detekovat žádné magnetické pole měsíce, proto jádro patrně není tekuté.[8]

Modelace pláště naznačují, že plášť by mohl být tvořen minimálně 75 % z hořčíkem bohatého minerálu forsteritu s minoritním zastoupením podobným L chondritům a LL chondritům (meteority s vyšším obsahem železa).[9][10] Pozorovaný tepelný tok napovídá, že 10 až 20 % pláště by mělo být roztavené, pro vysvětlení oblastí s vysokoteplotním vulkanismem.[11] Litosféra Io se skládá z bazaltů a sírových uloženin vytvořených silnou a pravidelnou vulkanickou aktivitou. Odhaduje se, že by mohla být až 12 km silná, ale spíše by mohla sahat až do hloubky 40 km.[7][12]

Slapové jevy[editovat | editovat zdroj]

Snímek rotujícího povrchu Io; velký červený kruh je kolem sopky Pele

Na rozdíl od Země a Měsíce získává Io hlavní část tepla spíše působením slapových jevů na jeho jádro nežli z radioaktivního rozpadu izotopů. Slapové jevy jsou výsledkem rezonancí s měsíci Europou a Ganymedem.[13] Množství takto vzniklého tepla je závislé na vzdálenosti od Jupiteru, na rotační ose, vnitřním složení a stavu materiálu tvořícího vnitřní část měsíce.[11]

Jeho laplaceovská rezonance s Europou a Ganymedem udržuje excentricitu obežné dráhy Io a zabraňuje slapovému tření uvnitř Io, aby změnila tuto oběžnou dráhu na kruhovou. Rezonantní oběžná dráha také udržuje vzdálenost Io od Jupiteru; jinak by slapy generované Jupiterem způsobily, že by se Io pomalu od své mateřské planety vzdalovalo.[14] Vertikální změna slapové výdutě Io mezi okamžiky, kdy se měsíc nachází v apocentru a pericentru své oběžné dráhy, může být až 100 metrů.[15] Slapové tření, které vzniká ve vnitřku Io, díky proměnné slapové síle, která by – nebýt rezonantní oběžné dráhy – vedla k přeměně oběžné dráhy Io na kruhovou, dává vzniknout významnému slapovému zahřívání v nitru Io, vedoucí k tavení významné části měsíčního pláště a jádra. Objem tepelné energie takto produkované je až 200 krát vyšší než energie pouze z radioaktivního rozpadu prvků.[1] Tato energie je uvolňována ve formě vulkanické aktivity, vedoucí k pozorovanému vysokému tepelnému toku (globální úhrn: 0,6 až 1,6×1014 W). Modely jeho oběžné dráhy ukazují, že objem slapového zahřívání nitra Io se mění s časem a v současnosti pozorovaný tepelný tok není reprezentativním dlouhodobým průměrem.[11]

Povrch[editovat | editovat zdroj]

Na základě znalostí povrchu Měsíce, Marsu a Merkuru vědci předpokládali, že i povrch Io bude silně rozrušen množstvím impaktních kráterů a že budou jasně viditelné na prvních snímcích povrchu ze sondy Voyager 1. Množství kráterů by pak bylo možné využít na určení stáří měsíce. Nicméně vědce překvapil povrch téměř bez kráterů a místo toho pokrytý hladkými planinami narušovanými horami různé velikosti a tvaru a lávové výlevy a proudy.[16] Celý povrch je k tomu různě barevný v závislosti na materiálu obsahující síru, který se v určité oblasti nachází, což vedlo k přirovnání měsíce s pomerančem či pizzou.[17] Nepřítomnost větších impaktních kráterů napovídá, že povrch měsíce je geologicky velice mladý, podobně jako povrch Země, což je dáno neustálým ukládáním sopečného materiálu a pohřbíváním starších kráterů. Tyto závěry následně podpořily snímky sondy Voyager 1 ukazující 9 aktivních sopek.[18]

Teplota na povrchu dosahuje v průměru −143 °C, ale rozsáhlé oblasti vlivem sopečné činnosti mají teplotu okolo 17 °C. Spekuluje se, že tyto oblasti by mohly být lávovými jezery, která jsou na povrchu částečně utuhnutá.[15]

Mapa povrchu Io

Složení povrchu[editovat | editovat zdroj]

Různé barevné oblasti na povrchu Io jsou nejspíše zapříčiněny různým materiálem vyvrhovaným na povrch během sopečné činnosti. Jedná se o silikáty (např. ortopyroxen), síru a oxid siřičitý.[19] Celý povrch měsíce je pokryt zmrzlým oxidem siřičitým, který vytváří oblasti bílých až šedivých povlaků. Depozity síry na různých místech měsíce naproti tomu jeví barvy žluté až žluto-zelené. Uloženiny síry ve středních šířkách a polárních oblastech jsou vystaveny působení radiace, což mění stabilitu síry projevující se změnou počtu vazeb na 8 a změnou barvy na červeno-hnědou v polárních oblastech.[20]

Explozivní erupce sopek často vytvářejí mračna ve tvaru deštníku, kdy zpět na povrch dopadá materiál tvořený sírou a silikáty. Materiál z mračen dosedající na povrch je často načervenalý, což je způsobeno sírou v mračnu. Obecně mračna vznikají nad trhlinami, kde se na povrch vylévá láva a dochází k odplyňování o sopečné plyny, které obsahují velké zastoupení S2 projevující se právě červenou barvou.[21] Příkladem červených usazenin je okolí sopky Pele. Tyto červené usazeniny jsou nejspíše tvořeny sírou (většinou se vyskytuje v molekulách o 3 nebo 4 řetězcích), oxidem siřičitým a možná i Cl2SO2.[19] Pokud se žhavá láva dostane do oblastí, kde již existují ložiska uložené síry a nebo oxidu siřičitého, dochází ke vzájemné interakci, která se projevuje vznikem bílých či šedých mračen.

Mapování chemického složení a vysoká hustota měsíce naznačují, že se na měsíci nachází jen minimálně vody či vůbec žádná, i přesto, že malé množství vodního ledu nebo hydratovaných minerálů bylo již na povrchu zaznamenáno, a to převážně v oblasti severozápadních svahů Gish Bar Mons.[22] Tato nepřítomnost většího množství vody je pravděpodobně způsobena podmínkami, které panovaly v Jupiterovo soustavě v době vzniku, kdy byl nejspíše na počátku svého vzniku Jupiter dostatečně horký na to, aby se těkavé látky vypařily v oblasti oběžné dráhy měsíce, ale ne dostatečně horký, aby působil na další ledové měsíce v soustavě.

Vulkanismus[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Vulkanismus na Io.
Aktivní lávový proud v sopečné oblasti Tvashtar Paterae. Snímky pořízeny sondou Galileo v listopadu 1999 a v únoru 2000.

Na měsíci byl během průletů sond Voyager 1 a Voyager 2 pozorován aktivní vulkanismus jako na prvním tělese mimo Zemi, na které byl vulkanismus objeven. Díky postupnému průletu obou sond, se mohl povrch měsíce pozorovat s odstupem času, což umožnilo pozorování 9 sopek během erupce a srovnáním snímků povrchu pak objevit další sopky na povrchu měsíce.

Teplo generované slapy vede k tomu, že je Io nejvíce vulkanicky aktivním tělesem ve sluneční soustavě s množstvím sopečných oblastí a rozsáhlými lávovými výlevy. Během silných erupcí mohou vzniknout proudy, které jsou až stovky kilometrů dlouhé a tvořené převážně z bazaltických láv bohatých na hořčík. Během erupcí je do atmosféry vyvrhováno značné množství materiálu, který může dosáhnout výšky až 500 km, odkud jsou zase pozvolna přitahovány na povrch či mohou uniknout do volného prostoru. Některé pozorované úlomky dosahovaly rychlosti více jak 1 km/s.[23]

Povrch Io je pokryt depresemi známými jako paterae.[24] Obecně se paterae vyznačuje rovným povrchem ohraničeným strmými svahy, což odpovídá v pozemské analogii kalderám, ale v současnosti není známo, jestli je jejich vznik spojen s vyprázdněním magmatického krbu a následným zřícení stropu. Oproti kalderám na Marsu či na Zemi nejsou na Io tyto útvary situovány na vrcholek štítových sopek a oproti těmto příkladům jsou větší se středním průměrem okolo 41 km (největší známý se nachází v oblasti Loki Patera s průměrem 202 km).[24] Mechanismus vzniku, morfologie a rozmístění napovídají, že většina těchto útvarů má spojitost se strukturními deformacemi terénu, přibližně polovina z nich je obklopena zlomy či horami.[24] Nacházejí se zhusta na straně sopečných erupcí, takže lávové proudy se často rozlijí na jejich rovném povrchu, jako se stalo roku 2001 v oblasti Gish Bar Patera. Další možností je, že jejich vyplněním lávou dojde ke vzniku lávového jezera.[2][25]

Lávové proudy představují další výrazný morfologický činitel na povrchu měsíce. Magma vystupuje na povrch skrze praskliny či zlomy, odkud se začne rozlévat do okolí podobně jako v případě pozemské sopky Kilauea na Havaji. Snímky ze sondy Galileo ukázaly, že většina hlavních lávových výlevů (jako např. v okolí sopky Prometheus a Amirani) vzniká překrýváním starších větších lávových výlevů menšími mladšími výlevy.[26] Mezi průlety sond Voyager a Galileo v roce 1996 byl nedaleko sopky Prometheus pozorován lávový výlev, který se prodloužil ze 75 km na 95 km. Další pozorovaná erupce v roce 1997 pokryla čerstvou lávou přes 3500 km2 v okolí Pillan Patera.[27]

Analýza snímků ze sond Voyager vedla vědce k názoru, že tyto výlevy jsou tvořeny různými druhy roztavené síry. Nicméně pozdější pozemní pozorování v oblasti infra-záření a měření sondy Galileo naznačily, že se jedná o lávové výlevy tvořené basalty s výrazným zastoupením mafických a ultramafických hornin. Tato hypotéza je založena na měření teploty tzv. „horkých skvrn“ či oblastí s emisí tepla, které mohou dosahovat rozmezí mezi 1200 K až 1600 K.[28] První výsledky modelace naznačovaly teploty až okolo 2000 K,[27] ale později byly upraveny na základě použití lepšího termálního modelu pro teplotu.[28]

Objevení mračen nad sopkami Pele a Loki byl první důkaz toho, že je měsíc geologicky aktivní.[29] Vyvrhovaný materiál v mračnech může obsahovat sodík, draslík a chlor.[30][31] Mračna se vyskytují ve dvou typech.[32] Největší mračna jsou tvořeny plynou formou síry a oxidu siřičitého, který uniká z vyvrhovaného magmatu v procesu tzv. „odplynění magmatu“. Usazováním části z mračna vznikají červené (obsahující síru) nebo černé (obsahující silikáty) usazeniny na povrchu, které mohou dosahovat až 1000 km v průměru. Vyskytují se např. v okolí sopky Pele, Tvashtar a nebo Dazhbog Patera. Druhý typ mračen vzniká na kontaktu vyvřelé lávy se zmrzlým oxidem siřičitým, čímž dochází k zahřátí a vypařování. Takto vzniklá mračna jsou většinou světlá a dosahují výšky maximálně 100 km. Vyskytují se např. v okolí sopek Prometheus, Amirani a Masubi.

Snímek hory Tohil Mons vysoké 5,4 km ze sondy Galileo

Hory a pohoří[editovat | editovat zdroj]

Na povrchu Io se nachází 100 až 150 hor, které jsou v průměru 6 km vysoké a maximálně vystupují v jižní oblasti Boösaule Montes 17,5 ± 1,5 km.[3] Hory se často vyskytují jako ohromná izolovaná tělesa (v průměru jsou 157 km široké), které nespojuje očividná globální tektonická událost jako je tomu na Zemi.[3] Na základě jejich tvaru se dá usuzovat, že jejich složení vyžaduje vyšší obsah silikátových hornin než sloučenin síry.[33]

Přes rozsáhlé projevy vulkanismu, které dávají Io jeho charakteristický vzhled, jsou téměř všechny hory na povrchu tektonického původu a nikoliv sopečného. Předpokládá se, že většina hor vznikla v důsledku stlačování podloží litosféry, které často vyústí ve zdvih, náklon části kůry měsíce a následný střih.[34]

Následně dochází k subsidenci hor, které jsou neustále pohřbívány dalším sopečným materiálem.[34] Globální rozložení hor je v přímé opozici se sopečnými tělesy; oblasti, kde se nachází více hor, je méně sopek a naopak.[35] Tato skutečnost naznačuje, že velké oblasti litosféry jsou ve fázi komprese (hory) a extenze (sopky).[36] V jiných oblastech jsou ale obě hlavní části vzájemně překryté naznačující, že magma často na povrch putuje i různými zlomy, které se v kůře nacházejí.[24]

Hory na povrchu Io mají různý morfologický vzhled, nejčastější vrcholek tvoří plató.[3] Tyto útvary reprezentují rozsáhlá tělesa s rovným vrchem tzv. mesy s drsným povrchem. Ostatní hory se zdají být ukloněné bloky kůry s málo příkrými svahy, které vznikly vytlačením z původně rovného povrchu. Oba dva hlavní typy mají z jedné či z více stran ostré svahy. Jen malé množství hor na povrchu má vulkanický původ, jedná se nejspíše o nízké štítové sopky se sklony mezi 6 až 7° a malou depresí na vrcholku, která by mohla být centrální kaldera.[37] Vulkanické hory jsou většinou menší než ostatní hory, dosahují výšky pouze 1 až 2 km a od 40 do 60 km do šířky. Některé další štítové sopky s ještě méně ukloněnými svahy je možné pozorovat na snímcích jako např. v oblasti Ra Patera, ale jejich změření není zatím možné.[37]

Zdá se, že všechny pozorované hory jeví známky silné eroze. Na jejich úbočích je možné pozorovat sesuvy materiálu, který se hromadí u úpatí hory, což vede k závěru, že se jedná o dominantní erozivní činitel.[38]

Polární záře ve svrchních vrstvách atmosféry. Rozdílné barvy jsou způsobeny různými částicemi v atmosféře (zelené atomy sodíku, červené atomy kyslíku a modré molekulami plynu jako např. oxidem siřičitým). Snímek pořízen během zatmění Io

Atmosféra[editovat | editovat zdroj]

Io má extrémně slabou atmosféru, která se skládá hlavně z oxidu siřičitého s atmosférickým tlakem okolo jedné miliardtiny atmosféry.[39] V případě vyslání sondy na povrch měsíce, nebude možno pro brždění sondy využít padák a sonda nebude potřebovat ani tepelný štít, ale bude potřeba použít raketové trysky pro měkké přistání. Současně takto slabá atmosféra není schopná zabraňovat pronikání radiačního záření, které silně působí i na povrch měsíce.

Radiace současně ničí neustále částice v atmosféře, které musí být soustavně doplňovány.[40] Hlavním zdrojem nových částic je sopečná činnost, která dodává oxid siřičitý, ale vyjma tohoto zdroje se velké množství plynu dostává do atmosféry taktéž sublimací zmrzlého oxidu siřičitého z povrchu. Nejtlustší atmosféra je pak při povrchu, kde je nejtepleji a kde dochází k největší sublimaci a úniku sopečných plynů z aktivních sopek.[41] Tloušťka atmosféry je nehomogenní a je závislá na blízkosti zdrojů a na oslunění (odvrácená strana od Jupiteru je více pokrytá ledovým oxidem siřičitým než strana přivrácená).[40]

Snímky Io ve vysokém rozlišení získány v době, kdy došlo k zatmění měsíce, ukázaly zářící polární záři. Podobně jako na Zemi je to způsobeno interakcemi záření s atmosférou. Obvykle se vyskytuje nad magnetickými póly planet, ale v případě Io se vyskytuje v oblasti rovníku, jelikož Io nemá vlastní magnetické pole a tak se elektrony pohybují v magnetickém poli Jupiteru, než se střetnou s atmosférou měsíce.

Více elektronů koliduje s atmosférou za vzniku jasnější záře v oblasti, kde jsou siločáry kolmé k satelitu (tj. poblíž rovníku), jelikož sloupec plynů, kterým procházejí, je zde delší. Záře související s těmito body na tangentách na Io jsou zaznamenávány s měnící se orientací Jupiterova nakloněného magnetického dipólu.[42]

Interakce s magnetosférou Jupiteru[editovat | editovat zdroj]

Schematický nákres magnetosféry Jupiteru a složek ovlivňujících měsícem Io (poblíž středu obrázku): plazmatický torus (červeně), neutrální oblak (žlutě), indukční trubice (zeleně) a magnetické indukční čáry (modře)[43]

Io hraje významnou roli pro tvarování magnetosféry Jupiteru. Magnetosféra odvádí plyny a prach z tenké atmosféry Io rychlostí přibližně 1 tuny za sekundu.[44] Tento materiál je převážně složen z ionizované a atomární síry, kyslíku a chloru, atomárního sodíku a draslíku, molekul oxidu siřičitého a síry a taktéž draselnosodíkové soli.[44][45] Tento materiál má přímý původ v sopečné činnosti měsíce, ale Jupiter ho nezískává z povrchu, ale z vyvržených částic do atmosféry měsíce. Získaný materiál v závislosti na svém náboji skončí v různých prachových mračnech a radiačních pásech jupiterovské magnetosféry a v některých případech může dokonce opustit gravitační oblast ovládanou Jupiterem.

Do vzdálenosti šesti průměru Io od jeho povrchu se kolem měsíce nachází oblak neutrálních atomů síry, kyslíku, sodíku a draslíku. Tyto částice pochází z vrchní atmosféry měsíce, ale jsou excitovány srážkami s ionty v plazmovém torusu a ostatními procesy a plní Hillovu sféru Ia, což je oblast, kde je měsíční gravitace dominantní nad Jupiterovou. Některé tyto částice nakonec uniknou z gravitační studny měsíce a jsou staženy na oběžnou dráhu okolo Jupiteru. Během dvaceti hodin tyto uniklé částice se rozloží mimo Io do neutrálního mračna ve tvaru banánu, který se může táhnout až do vzdálenosti šesti průměrů měsíce.[44] Srážky, které excitují tyto částice také občas poskytnou sodíkovým iontům v plazmovém torusu elektron, takže tyto nové „rychlé“ neutrální částice jsou rychle odstraněny z torusu. Nicméně tyto částice si stále udržují svou rychlost (70 km/s v porovnání se oběžnou rychlostí u Io 17 km/h), což tyto částice vystřeluje ve výtryscích pryč z Io.[46]

Io obíhá uvnitř pásu intenzivního záření elektronů a iontů chycených magnetickým polem Jupitera[15] známého jako plazmový torus měsíce Io. Plazma v tomto prstenci ve tvaru pneumatiky obsahující síru, kyslík, sodík a chlor vzniká při ionizaci neutrálních atomů v oblaku obklopujícím Io a je odnášena Jupiterovou magnetosférou.[44] Na rozdíl od částic v neutrálním oblaku tyto částice rotují spolu s Jupiterovou magnetosférou. Kolem Jupitera obíhají rychlostí 74 km/s. Podobně jako zbytek Jupiterova magnetického pole je plazmový torus k rovině Jupiterova rovníku a oběžné roviny Io skloněný. To znamená, že Io je někdy pod a jindy nad jádrem plazmového toru. Jak bylo zmíněno výše, vysoké rychlosti a energie iontů jsou z části zodpovědné za odnášení neutrálních atomů a molekul z atmosféry měsíce Io a rozsáhlejšího neutrálního oblaku.

Torus se skládá ze tří částí: vnějšího, „teplého toru“, který leží vně oběžné dráhy Io; dále svisle protažená oblast známá jako „ribbon“ složené z neutrální oblasti a chladnější plazmy, která se nachází ve vzdálenosti od Jupitera odpovídající velikosti měsíce Io. Poslední je vnitřní „chladný torus“ složený z částic, které ve spirálách pomalu padají k Jupiteru.[44] Po asi 40 dnech strávených v toru částice z teplého toru unikají, což způsobuje netypicky velkou magnetosféru Jupiteru.[47] Částice z Io detekované jako změny v magnetisférické plazmě daleko v magnetochvostě byly zachyceny sondou New Horizons. Zatím nebyla prokázáno spojitost s vulkanickou aktivitou na povrchu měsíce a tak se za zdroj těchto částic považují neutrální sodíková mračna.[48]

Během přiblížení sondy Ulysses v roce 1992 zaznamenala sonda proudy částic o velikosti prachu vyvrhovaného mimo soustavu Jupiteru.[49] Prach, který se v těchto proudech pohyboval rychlostí až několik stovek kilometrů za sekundu, měl průměrnou velikost zrvna 10 μm tvořeného převážně chloridem sodným.[45][50] Pozdější měření sondy Galileo dokázalo, že tyto prachové proudy pocházejí z Io. V současnosti ale není stále znám mechanismus jejich vzniku.[51]

Pohyb Io v magnetickém poli vytváří princip generátoru, který vytváří napětí o síle 400 000 V napříč svým průměrem a elektrický proud o hodnotě 3 miliónů ampér proudící do ionosféry planety podél magnetického pole Jupitera.[15]

Oběžná dráha[editovat | editovat zdroj]

Animace ukazuje Laplacovu rezonanci měsíce Io s Europou a Ganymedem

Io obíhá okolo Jupiteru ve vzdálenosti 421 700 km od středu planety a 350 000 km od horních vrstev mračen. Jedná se o nejvnitřnější z Galileových měsíců Jupiteru, jeho oběžná dráha leží mezi drahami měsíce Thebe a Europe. Včetně malých (známých) měsíců je Io pátým měsícem v pořadí od Jupiteru. Jeho rotace kolem Jupiteru je v oběžné rezonanci v poměru 2:1 s Europou a 4:1 s Ganymedem, což znamená, že stihne vykonat dva oběhy kolem planety, než Europa jednou oběhne Jupiter a čtyřikrát než jeden oběh uskuteční Ganymed. Vzájemná rezonance pomáhá udržet sklon oběžné osy, který je 0,0041, a současně pomáhá generovat vnitřní teplo potřebné pro sopečnou činnost měsíce.[13] Bez vzájemné interakce by se jednalo o méně aktivní svět. Během oběhu je postupně přitahován k Europě a Ganymédu, čímž se vychyluje ze své původní dráhy, když se od těchto měsíců vzdálí, je opět přitažen Jupiterem na správnou dráhu. Tento pohyb mimo dráhu vyvolává tření a vydouvání povrchu, které dosahuje až sta metrů.[15]

Tato synchronicita poskytuje taktéž definici zeměpisné délky na Io. Hlavní poledník protíná rovník v bodě nejbližším k Jupiteru.[52]

Rotace[editovat | editovat zdroj]

Včetně vnitřních satelitů, je Io pátý měsíc od Jupitera. Jeho oběh trvá 42,5 hodin, což je dostatečná rychlost pro pozorování jeho pohybu během jedné noci. Podobně jako ostatní Galileovy měsíce či pozemský Měsíc obíhá i Io vzhledem k planetě stále stejnou stranou a tedy Io má vázanou rotaci, čehož se využívá pro definici pozičních koordinátů.

Historie objevu a pozorování[editovat | editovat zdroj]

Erupce sopky Tvashtar jak ji zachytila sonda New Horizons. Materiál byl vyvržen až do výšky 290 km nad povrch měsíce.

Měsíc byl objeven 7. ledna 1610 Galileem během pohybu hvězdy 5.0 magnitudy společně s dalšími třemi tělesy, o kterých se původně domníval, že se jedná o hvězdy. Když se ale začaly pohybovat jinak, než původně předpokládal, svůj názor přehodnotil.[15] Tento objev publikoval v březnu 1610 v díle Sidereus Nuncius.[4] Simon Marius publikoval obdobné výsledky svého pozorování roku 1614 v Mundus Jovialis, kde uváděl, že objevil měsíc jeden týden před Galileem a to již na konci roku 1609. O Mauriově objevu Galileo pochyboval a jeho práci označil za plagiátorství. Vzhledem k tomu, že dílo Galilea bylo publikováno dříve, je objevení připisováno jemu.

Po následující dvě a půl století zůstával Io pro astronomy jen bodem o velikosti 5. magnitudy. V 17. století námořníci používali měsíce objevené Galileem pro určování přesné zeměpisné délky.[53] Dále objev těchto měsíců podpořil obecné přijetí Koperníkova heliocentrického modelu sluneční soustavy, pomohl vývoji Keplerových pohybových zákonů a umožnil první měření rychlosti světla, když bylo možné spočíst dobu potřebnou světlu k uražení vzdálenosti mezi Zemí a Jupiterem.[4] K vysvětlení rezonančních oběžných drah Io, Europy a Ganymedu vytvořil Laplace matematickou teorii založenou na údajích Cassiniho a dalších.[4] Později se ukázalo, že tato rezonance má významný vliv na geologii zmíněných těles.

Rozvoj optické astronomie na konci 19. a začátku 20. století umožnil astronomům zlepšit pozorování a rozlišovat celopovrchové útvary na povrchu měsíce. V roce 90. letech 19. století Edward E. Barnard jako první pozoroval a popsal rozdíly v jasu polárních a rovníkových oblastí Io. Následně správně určil, že tyto rozdíly jsou způsobeny různým albedem a rozdílnými barvami obou regionů. Současník William Henry Pickering navrhoval jiné vysvětlení, a to, že Io má vajíčkový tvar, či že se jedná o dvě tělesa.[20][54][55] Pozdější pozorování potvrdila, že polární oblasti mají hnědou a rovníkové žluto-bílou barvu.[56]

Ve druhé polovině 20. století se začaly objevovat poznatky ukazující na neobvyklý charakter měsíce. Spektroskopické pozorování ukazovalo, že povrch Io postrádá přítomnost vodního ledu, který je obvyklý u ostatních podobných těles v okolí a na kterých byl pozorován.[57] Stejné pozorování ukázalo, že povrch je tvořen převážně solemi sodíku a síry.[58] Radioteleskopická pozorování Io odhalil vliv na magnetosféru Jupiteru, který se projevuje emisemi decimetrových vln s periodou odpovídající oběžné době Io.[59]

Sondy[editovat | editovat zdroj]

Pioneer 10 a 11[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článcích Pioneer 10 a Pioneer 11.

První sondy, které proletěly okolo měsíce byla dvojice sond Pioneer 10 (3. prosince 1973) a Pioneer 11 (2. prosince 1974).[60] Radiové pozorování pomohlo určit hmotnost Io, což s porovnáním s velikostí měsíce vedlo k poznatku, že Io má největší hustotu ze 4 Galileových měsíců a tedy jeho složení bude nejspíše ze silikátových hornin namísto vodního ledu.[61] Sondy Pioneer taktéž odhalily přítomnost tenké atmosféry okolo Io a intenzivní radiační pásy v blízkosti oběžné dráhy měsíce. Kamera na palubě sondy Pioneer 11 pořídila fotografie, ale na Zemi byly odvysílány kvalitní fotografie pouze severní oblasti.[62] Detailnější snímky byly plánovány pořídit sondou Pioneer 10, ale snímky byly ztraceny vlivem vysoké radiace v okolí měsíce.[60]

Voyager 1 a 2[editovat | editovat zdroj]

Mosaika snímků pořízených sondou Voyager 1 oblasti lávového proudu Ra Patera
Související informace naleznete také v článcích Voyager 1 a Voyager 2.

Když dvojice sond Voyager 1 a Voyager 2 proletěla v roce 1979 kolem Io, umožnila jejich vyspělejší zobrazovací technika na palubě sond pořídit mnohem podrobnější obraz povrchu. Voyager 1 přeletěl okolo Io 5. března 1979 ve vzdálenosti 20 600 km.[63] Snímky, které zaslal zpět na Zemi, ukázaly zvláštní krajinu mnoha barev bez přítomnosti větších impaktních kráterů svědčící o relativně mladém povrchu.[16] Detailní snímky ukazovaly mladé útvary zvláštních tvarů, hluboké deprese, hory vyšší než Mount Everest a tělesa připomínající lávové proudy známé ze Země.

Krátce po průletu si navigační inženýr Linda A. Morabito všiml tmavého oblaku vycházejícího z povrchu na jednom ze snímků.[29] Analýza dalších snímků ukázala devět takových mračen rozptýlených po celé ploše měsíce, které prokázaly, že Io je vulkanicky aktivním tělesem.[18] Tento závěr potvrdil dřívější studii napsanou Stanem J. Pealem, Patrickem Cassenem a R. T. Reynoldsem a publikovanou před cestou sondy Voyager 1. Autoři studie předpověděli a spočetli, že vnitřní jádro Io musí získávat ohromné množství tepla vlivem slapového působení Jupiteru a oběžné rezonance s Europou a Ganymedem.[13] Data z průletu taktéž pomohly určit dominantní zastoupení síry a zmrzlého oxidu siřičitého na povrchu planety a podobné složení tenké atmosféry měsíce. Za měsícem byl současně pozorován i torus.[64][39][65]

Voyager 2 proletěl okolo Io 9. července ve vzdálenosti 1 130 000 km. Nejednalo se o tak těsný průlet jako v případě sesterské sondy, ale srovnávací analýza pořízených snímků ukázala několik změn na povrchu, ke kterým došlo v průběhu pouhých pěti měsíců mezi průletem obou sond. Pozdější průlet taktéž ukázal, že osm z devíti pozorovaných sopečných mračen bylo stále na původním místě a tedy, že sopky zde byly stále aktivní. Pouze sopka Pele ustala sopečnou činnost mezi průletem sond.[66]

Umělecká představa průletu sondy Galileo okolo měsíce Io s Jupiterem v pozadí

Sonda Galileo[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Sonda Galileo.

Sonda Galileo doletěla k Jupiteru v roce 1995 po šestileté cestě od Země ve snaze pokračovat v průzkumu jupiterské soustavy tam, kde skončily sondy Voyager 1 a 2. Jelikož je měsíc Io umístěn do oblasti jednoho z nejsilnějších radiačních pásů Jupiteru, nemohla sonda provádět pravidelné nízké přelety nad tímto měsícem. I tak ale uskutečnila sonda Galileo jeden těsný průlet před navedením na dvouletou primární dráhu. Přestože během přeletu ze 7. prosince 1995 nebyly pořízeny žádné snímky, i tak se podařilo potvrdit existenci velkého železného jádra měsíce podobného tomu, jaké mají terestrické planety vnitřní části sluneční soustavy.[6]

I když sonda neprováděla přímé přelety nad měsícem a přes technické potíže neumožňující odeslat všechny údaje, podařilo se získat množství dat, které rozšířily poznatky o Io a umožnily učinit významné objevy. Sonda pozorovala erupce sopky Pillan Patera a potvrdila, že vyvrhovaný materiál je složen převážně z křemičitého magmatu mafického a ultramafického složení s obsahem síry a oxidu siřičitého hrajícího stejnou roli jako voda a oxid uhličitý na Zemi.[27] Vzdálené snímkování Io téměř během každého přeletu ukázalo velké množství aktivních sopek na povrchu, značné množství hor s různou morfologií a několik významných změn oblastí mezi přelety sond řady Voyager či i mezi jednotlivými přelety sondy Galileo.[67]

Mise sondy byla dvakrát prodloužena (1997 a 2000). Během těchto prodloužení prolétla sonda okolo Io třikrát, a to v druhé polovině 1999 a na začátku roku 2000, a pak ještě třikrát na konci roku 2001 a na začátku 2002. Průlety pomohly zmapovat rozsah vulkanické aktivity, vyloučit existenci magnetického pole měsíce a zmapovat sopky a pohoří.[67] V prosinci 2000 prolétla okolo Jupiteru sonda Cassini-Huygens na své cestě k Saturnu a vykonala společná pozorování měsíce, která odhalila nový chochol v atmosféře v oblasti Tvashtar Paterae a pozorovala polární záři okolo Io.[68]

Následné pozorování[editovat | editovat zdroj]

Změny povrchových útvarů za osm let mezi pozorováními sondou Galileo a New Horizons

Po plánovaném navedení a zániku sondy Galileo v atmosféře Jupiteru se v září 2003 uskutečnilo další pozorování měsíce za pomoci výkonných pozemských dalekohledů. Použití adaptivní optiky z teleskopu Keck na Havaji a Hubbleova teleskopu umožnilo sledovat aktivní projevy vulkanismu.[69][70] Tato nová pozorování umožnila vědcům sledovat sopky na Io bez nutnosti vyslat do systému další sondu.

New Horizons[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku New Horizons.

28. února 2007 prolétla systémem Jupiteru sonda New Horizons na své cestě k Plutu a Kuiperově pásu. Během průletu bylo provedeno množství pozorování Io. Snímky ukázaly velká sopečná mračna v oblasti Tvashtar, první detailní pozorování obrovských erupcí srovnatelných s mračny okolo Pele v roce 1979.[71] Sonda současně pozorovala mračna okolo Girru Patera v počátečním stádiu erupcí a několik dalších, které se již objevily v době mise sondy Galileo.[71]

V srpnu 2011 odstartovala k Jupiteru americká sonda Juno. Přestože má omezené vizuální snímače, mohla by pro monitorování sopečné aktivity na Io využívat infračervený spektrometr JIRAM.[zdroj?]

Budoucí mise[editovat | editovat zdroj]

Evropská kosmická agentura se v únoru 2009 zapojila do společného projektu s NASA s názvem Europa Jupiter System Mission, během kterého by v roce 2020 měla k Jupiteru odstartovat dvojice sond: americká Jupiter Europa Orbiter a evropská Jupiter Ganymede Orbiter.[72] Ani jedna z těchto sond nebude mít jako primární cíl výzkum Io, všechny ho budou sledovat pouze z dálky. Americká sonda Jupiter Europa Orbiter by se ale měla přiblížit v roce 2025 a 2026 k měsíci během průletu k uvedení na oběžnou dráhu Europy. Vyjma těchto misí NASA již schválila taktéž specializovanou misi k Io tzv. Io Volcano Observer, která by měla odstartovat v roce 2015. V současnosti je tato mise pouze ve fázi studie.[73]

Jméno[editovat | editovat zdroj]

Měsíc byl pojmenován dle řecké mytologie po kněžce Íó, jedné z mnohých lásek boha Dia, který převzal v římské mytologii jméno Jupiter. I když nebylo Simonovi Mariusovi přiznáno objevení měsíce před Galileem, jeho názvy pro měsíce se vžily a jsou používány. V jeho publikaci z roku 1614 Mundus Jovialis hovoří o měsíci jako o Io, milence Dia.[74] Jeho názvy zapadly ale až do začátku 20. století, když se začaly opět používat. V literatuře staršího data vystupoval měsíc Io pouze pod jednoduchým názvem Jupit I (nebo první měsíc Jupiteru), který pocházel z římské abecedy.

Povrchové útvary[editovat | editovat zdroj]

Útvary na povrchu měsíce jsou pojmenovány po osobách a místech spojených s mytologií Io, podobně jako po bozích ohně, sopek či Slunce a dalších mytických objektech jako např. Inferno, podle původního názvu první části Danteho knihy Božská komedie.[75] Od detailnějšího průzkumu měsíce sondou Voyager 1 Mezinárodní astronomická unie pojmenovala přibližně 225 sopek, pohoří, rovin a výrazných albedových útvarů. Bylo schváleno používat označení např. patera, mons, mensa, planum, fluctus (lávové proudy) či tholus pro různé povrchové útvary v závislosti na jejich tvaru, sklonu, velikosti atd.[75]

Odkazy[editovat | editovat zdroj]

Reference[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Io (moon) na anglické Wikipedii.

  1. a b Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson. Encyclopedia of the Solar System. [s.l.] : Academic Press, 2006. ISBN 978-0120885893. Kapitola Io: The Volcanic Moon, s. 419–431.  
  2. a b LOPES, R. M. C., et al. Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys. Icarus. 2004, roč. 169, s. 140–174. DOI:10.1016/j.icarus.2003.11.013.  
  3. a b c d SCHENK, P., et al. The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo. Journal of Geophysical Research. 2001, roč. 106, čís. E12, s. 33201–33222. DOI:10.1029/2000JE001408.  
  4. a b c d Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. Io after Galileo. [s.l.] : Springer-Praxis, 2007. ISBN 3-540-34681-3. Kapitola A history of the exploration of Io, s. 5–33.  
  5. F. Bagenal et al.. Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere. [s.l.] : Cambridge University Press, 2004. ISBN 978-0521818087. Kapitola Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites., s. 281–306.  
  6. a b ANDERSON, J. D., et al. Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io. Science. 1996, roč. 272, s. 709–712. DOI:10.1126/science.272.5262.709.  
  7. a b ANDERSON, J. D., et al. Io's gravity field and interior structure. J. Geophys. Res.. 2001, roč. 106, s. 32963–32969. DOI:10.1029/2000JE001367.  
  8. KIVELSON, M. G., et al. Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000. J. Geophys. Res.. 2001, roč. 106, čís. A11, s. 26121–26135. DOI:10.1029/2000JA002510.  
  9. SOHL, F., et al. Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites. Icarus. 2002, roč. 157, s. 104–119. DOI:10.1006/icar.2002.6828.  
  10. KUSKOV, O. L., V. A. Kronrod Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites. Icarus. 2001, roč. 151, s. 204–227. DOI:10.1006/icar.2001.6611.  
  11. a b c R. M. C. Lopes and J. R. Spencer. Io after Galileo. [s.l.] : Springer-Praxis, 2007. ISBN 3-540-34681-3. Kapitola The Interior of Io., s. 89–108.  
  12. JAEGER, W. L., et al. Orogenic tectonism on Io. J. Geophys. Res.. 2003, roč. 108, s. 12–1. DOI:10.1029/2002JE001946.  
  13. a b c PEALE, S. J., et al. Melting of Io by Tidal Dissipation. Science. 1979, roč. 203, s. 892–894. DOI:10.1126/science.203.4383.892.  
  14. YODER, C. F., et al. How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks. Nature. 1979, roč. 279, s. 767–770. DOI:10.1038/279767a0.  
  15. a b c d e f Měsíce planety Jupiter - Io [online]. astro.cz, [cit. 2009-06-04]. Dostupné online.  
  16. a b SMITH, B. A., et al. The Jupiter system through the eyes of Voyager 1. Science. 1979, roč. 204, s. 951–972. DOI:10.1126/science.204.4396.951.  
  17. BRITT, Robert Roy. Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color. Parametr "periodikum" je povinný! Space.com, March 16, 2000. Dostupné online [cit. 2007-07-25].  
  18. a b STROM, R. G., et al. Volcanic eruption plumes on Io. Nature. 1979, roč. 280, s. 733–736. DOI:10.1038/280733a0.  
  19. a b Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. Io after Galileo. [s.l.] : Springer-Praxis, 2007. ISBN 3-540-34681-3. Kapitola Io's surface composition, s. 194–229.  
  20. a b BARNARD, E. E.. On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1894, roč. 54, čís. 3, s. 134–136. Dostupné online.  
  21. SPENCER, J., et al. Discovery of Gaseous S2 in Io's Pele Plume. Science. 2000, roč. 288, s. 1208–1210. DOI:10.1126/science.288.5469.1208.  
  22. DOUTÉ, S., et al. Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS. Icarus. 2004, roč. 169, s. 175–196. DOI:10.1016/j.icarus.2004.02.001.  
  23. HAMILTON, Calvin. The Voyager Planetary Mission [online]. Jet Propulsion Laboratory, [cit. 2008-03-02]. Dostupné online. (anglicky) 
  24. a b c d RADEBAUGH, D., et al. Paterae on Io: A new type of volcanic caldera?. J. Geophys. Res.. 2001, roč. 106, s. 33005–33020. DOI:10.1029/2000JE001406.  
  25. "Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001". LPSC XXXIV. Abstract #1720. 
  26. KESZTHELYI, L., et al. Imaging of volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission. J. Geophys. Res.. 2001, roč. 106, s. 33025–33052. DOI:10.1029/2000JE001383.  
  27. a b c MCEWEN, A. S., et al. High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io. Science. 1998, roč. 281, s. 87–90. DOI:10.1126/science.281.5373.87.  
  28. a b KESZTHELYI, L., et al. New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior. Icarus. 2007, roč. 192, s. 491–502. DOI:10.1016/j.icarus.2007.07.008.  
  29. a b MORABITO, L. A., et al. Discovery of currently active extraterrestrial volcanism. Science. 1979, roč. 204, s. 972. DOI:10.1126/science.204.4396.972.  
  30. ROESLER, F. L., et al. Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS. Science. 1999, roč. 283, čís. 5400, s. 353–357. DOI:10.1126/science.283.5400.353.  
  31. GEISSLER, P. E., et al. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io. Science. 1999, roč. 285, čís. 5429, s. 448–461. DOI:10.1126/science.285.5429.870.  
  32. MCEWEN, A. S., Soderblom, L. A. Two classes of volcanic plume on Io. Icarus. 1983, roč. 58, s. 197–226. DOI:10.1016/0019-1035(83)90075-1.  
  33. CLOW, G. D., Carr, M. H. Stability of sulfur slopes on Io. Icarus. 1980, roč. 44, s. 268–279. DOI:10.1016/0019-1035(80)90022-6.  
  34. a b SCHENK, P. M., Bulmer, M. H. Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements. Science. 1998, roč. 279, s. 1514–1517. DOI:10.1126/science.279.5356.1514.  
  35. MCKINNON, W. B., et al. Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting. Geology. 2001, roč. 29, s. 103–106. DOI:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2.  
  36. TACKLEY, P. J.. Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows. J. Geophys. Res.. 2001, roč. 106, s. 32971–32981. DOI:10.1029/2000JE001411.  
  37. a b SCHENK, P. M., et al. Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io. Icarus. 2004, roč. 169, s. 98–110. DOI:10.1016/j.icarus.2004.01.015.  
  38. MOORE, J. M., et al. Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view. J. Geophys. Res.. 2001, roč. 106, s. 33223–33240. DOI:10.1029/2000JE001375.  
  39. a b PEARL, J. C., et al. Identification of gaseous SO2 and new upper limits for other gases on Io. Nature. 1979, roč. 288, s. 757–758. DOI:10.1038/280755a0.  
  40. a b Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. Io after Galileo. [s.l.] : Springer-Praxis, 2007. ISBN 3-540-34681-3. Kapitola Io's atmosphere, s. 231–264.  
  41. FELDMAN, P. D., et al. Lyman-α imaging of the SO2 distribution on Io. Geophys. Res. Lett.. 2000, roč. 27, s. 1787–1790. DOI:10.1029/1999GL011067.  
  42. RETHERFORD, K. D., et al. Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions. J. Geophys. Res.. 2000, roč. 105, čís. A12, s. 27,157–27,165. DOI:10.1029/2000JA002500.  
  43. SPENCER, J.. John Spencer's Astronomical Visualizations []. [cit. 2007-05-25]. Dostupné online.  
  44. a b c d e Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. Io after Galileo. [s.l.] : Springer-Praxis, 2007. ISBN 3-540-34681-3. Kapitola Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions, s. 265–286.  
  45. a b POSTBERG, F., et al. Composition of jovian dust stream particles. Icarus. 2006, roč. 183, s. 122–134. DOI:10.1016/j.icarus.2006.02.001.  
  46. BURGER, M. H., et al. Galileo's close-up view of Io sodium jet. Geophys. Res. Let.. 1999, roč. 26, čís. 22, s. 3333–3336. DOI:10.1029/1999GL003654.  
  47. KRIMIGIS, S. M., et al. A nebula of gases from Io surrounding Jupiter. Nature. 2002, roč. 415, s. 994–996. DOI:10.1038/415994a.  
  48. MEDILLO, M., et al. Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds. Icarus. 2004, roč. 170, s. 430–442. DOI:10.1016/j.icarus.2004.03.009.  
  49. GRÜN, E., et al. Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft. Nature. 1993, roč. 362, s. 428–430. DOI:10.1038/362428a0.  
  50. ZOOK, H. A., et al. Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories. Science. 1996, roč. 274, čís. 5292, s. 1501–1503. DOI:10.1126/science.274.5292.1501.  
  51. GRÜN, E., et al. Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter. Science. 1996, roč. 274, s. 399–401. DOI:10.1126/science.274.5286.399.  
  52. LOPES, R. M. C., D. A. Williams Io after Galileo. Reports on Progress in Physics. 2005, roč. 68, s. 303–340. DOI:10.1088/0034-4885/68/2/R02.  
  53. O'Connor, J. J.; Robertson, E. F.. Longitude and the Académie Royale [online]. University of St. Andrews, [cit. 2007-06-14]. Dostupné online.  
  54. DOBBINS, T., and Sheehan, W. The Story of Jupiter's Egg Moons. Sky & Telescope. 2004, roč. 107, čís. 1, s. 114–120.  
  55. BARNARD, E. E.. Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1891, roč. 51, čís. 9, s. 543–556. Dostupné online.  
  56. MINTON, R. B.. The Red Polar Caps of Io. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 1973, roč. 10, s. 35–39. Dostupné online.  
  57. LEE, T.. Spectral Albedos of the Galilean Satellites. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 1972, roč. 9, čís. 3, s. 179–180. Dostupné online.  
  58. FANALE, F. P., et al. Io: A Surface Evaporite Deposit?. Science. 1974, roč. 186, čís. 4167, s. 922–925. DOI:10.1126/science.186.4167.922. PMID 17730914.  
  59. BIGG, E. K.. Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission. Nature. 1964, roč. 203, s. 1008–1010. DOI:10.1038/2031008a0.  
  60. a b FIMMEL, R. O., et al. First into the Outer Solar System []. NASA, [cit. 2007-06-05]. (Pioneer Odyssey.) Dostupné online.  
  61. ANDERSON, J. D., et al. Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10. Science. 1974, roč. 183, s. 322–323. DOI:10.1126/science.183.4122.322.  
  62. Pioneer 11 Images of Io [online]. [cit. 2007-04-21]. (Galileo Home Page.) Dostupné online.  
  63. Voyager Mission Description []. 1997-02-19, [cit. 2007-04-21]. (NASA PDS Rings Node.) Dostupné online.  
  64. SODERBLOM, L. A., et al. Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results. Geophys. Res. Lett.. 1980, roč. 7, s. 963–966. DOI:10.1029/GL007i011p00963.  
  65. BROADFOOT, A. L., et al. Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter. Science. 1979, roč. 204, s. 979–982. DOI:10.1126/science.204.4396.979.  
  66. Morrison, D. Satellites of Jupiter. [s.l.] : University of Arizona Press, 1982. ISBN 0-8165-0762-7. Kapitola Volcanic eruptions on Io, s. 598–633.  
  67. a b Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. Io after Galileo. [s.l.] : Springer-Praxis, 2007. ISBN 3-540-34681-3. Kapitola A Summary of the Galileo mission and its observations of Io, s. 35–59.  
  68. PORCO, C. C., et al. Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings. Science. 2003, roč. 299, s. 1541–1547. DOI:10.1126/science.1079462.  
  69. MARCHIS, F., et al. Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm. Icarus. 2005, roč. 176, s. 96–122. DOI:10.1016/j.icarus.2004.12.014.  
  70. SPENCER, John. Here We Go! []. 2007-02-23, [cit. 2007-06-03]. Dostupné online.  
  71. a b SPENCER, J. R., et al. Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano. Science. 2007, roč. 318, s. 240–243. DOI:10.1126/science.1147621.  
  72. JOINT JUPITER SCIENCE DEFINITION TEAM, NASA/ESA Study Team Europa Jupiter System Mission Joint Summary Report [PDF]. NASA/ESA, January 16, 2009, [cit. 2009-01-21]. Dostupné online.  
  73. "Io Volcano Observer (IVO)". Io Workshop 2008. 
  74. MARIUS, S.. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. Parametr "periodikum" je povinný! 1614. Dostupné online.   (in which he attributes the suggestion to Johannes Kepler)
  75. a b BLUE, Jennifer. Categories for Naming Features on Planets and Satellites [online]. USGS, October 16, 2006, [cit. 2007-06-14]. Dostupné online.  

Literatura[editovat | editovat zdroj]

  • ČEMAN, Róbert. Vesmír 1 Sluneční soustava. 1. vyd. Bratislava : Mapa Slovakia Bratislava, 2002. ISBN 80-8067-072-2. s. 242 až 245.
  • GREGERSEN, Erik. The Outer Solar System: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune, and the Dwarf Planets. Britannica Educational Pub. ISBN 978-1-61530-014-3. Str. 110 až 111. Anglicky.

Externí odkazy[editovat | editovat zdroj]