Ио (спутник)


Ио (спутник)
Ио
Io highest resolution true color.jpg
Фото Ио. Тёмное пятно в центре - извергающийся вулкан Прометей,по обе стороны от него белесые равнины покрытые оксидом серы, области с желтоватым окрасом говорят о присутствии серы в высоких пропорциях.
Другие названия

Юпитер I

Открытие
Первооткрыватель

Галилео Галилей

Дата открытия

8 января 1610[1]

Орбитальные характеристики
Пери

420 000 км

Апо

423 400 км

Средний радиус орбиты (r)

421 700 км

Эксцентриситет орбиты (e)

0,0041

Сидерический период обращения

1,769 137 786 д

Орбитальная скорость (v)

17,334 км/с

Наклонение (i)

2,21° (к эклиптике)
0,05° (к экватору Юпитера)

Физические характеристики
Размеры

3 660,0 × 3 637,4 × 3 630,6 км[2]

Средний радиус

1 821,3 км (0.286 земель)[2]

Площадь поверхности (S)

41 910 000 км2

Объём (V)

2,53·1010 км3

Масса (m)

8,9319·1022 кг

Средняя плотность (ρ)

3,528 г/см3

Ускорение свободного падения на экваторе (g)

1,796 м/с2 (0,183 g)

Первая космическая скорость (v1)

2,558 км/с

Экваториальная скорость вращения

271 км/ч

Период вращения (T)

синхронизирован (повёрнут к Юпитеру одной стороной)

Наклон оси

неизвестен

Альбедо

0,63 ± 0,02[3]

Видимая звёздная величина

5,02 (противостояние)[4]

Температура
 
мин. сред. макс.
поверхностная
90 K 110 K 130 K[5]
Атмосфера
Атмосферное давление

следовое

Состав:

90 % диоксид серы

Ио́ (др.-греч. Ἰώ) — спутник Юпитера, самый близкий к планете из четырёх галилеевых спутников. Его диаметр составляет 3 642 километра, поэтому Ио является четвёртым по величине спутником в Солнечной системе. Он был назван в честь мифологической Ио, являющейся жрицей Геры и возлюбленной Зевса.

На Ио расположено более 400 действующих вулканов, и потому спутник является наиболее геологически активным во всей Солнечной системе[6][7]. Эта чрезвычайная геологическая активность обусловлена периодическим нагреванием спутника в результате трения, которое происходит в его недрах, благодаря, скорее всего, приливным гравитационным воздействиям со стороны Юпитера, Европы и Ганимеда. У некоторых вулканов выбросы серы и диоксида серы настолько сильны, что поднимаются на 500 километров над поверхностью. На поверхности Ио можно заметить более 100 гор, которые были приподняты благодаря обширному сжатию в основании силикатной коры спутника. Некоторые из этих пиков выше горы Эверест на Земле[8]. В отличие от большинства спутников во внешней части Солнечной системы, которые в основном состоят из водяного льда, Ио в основном состоит из силикатных пород, окружающих расплавленное железное или сернистое железное ядро. На большей части поверхности Ио простираются обширные равнины, покрытые замороженной серой или диоксидом серы.

Благодаря вулканизму поверхность Ио имеет свою уникальную структуру. Вулканический пепел и потоки лавы способствуют изменению большей части поверхности и красят поверхность в различные оттенки жёлтого, белого, красного, чёрного и зелёного во многом благодаря аллотропам и соединениям серы. На поверхности можно также заметить обширные потоки лавы, достигающие 500 километров в длину. Материал, произведённый вулканизмом, позволяет создать тонкую неоднородную атмосферу Ио и обширную магнитосферу Юпитера. Вулканическое извержение на Ио также производит огромное плазменное вздутие вокруг Юпитера.

Спутник Ио сыграл значительную роль в развитии астрономии 17—18 веков. Он был открыт Галилео Галилеем в 1610 году, наряду с другими галилеевскими спутниками. Это открытие способствовало принятию модели Солнечной системы Коперника, разработке законов движения планет Кеплера и первому измерению скорости света. С Земли Ио был виден только точкой света вплоть до конца 19—го начала 20—го века, когда стало возможным увидеть его крупномасштабные геологические структуры, такие как темно-красный полярный и светлый экваториальный районы. В 1979 году два космических корабля «Вояджер» представили Ио миру как геологически активный спутник с многочисленными вулканами, большими горами и сравнительно молодой поверхностью без каких-либо заметных ударных кратеров. Космический аппарат «Галилео» выполнил несколько близких пролётов в 1990-х и в начале 2000-х годов, получив данные о внутренней структуре Ио и составе поверхности. Эти космические корабли также показали связь между спутником и магнитосферой Юпитера и существованием пояса радиации, сосредоточенном на орбите Ио. Ио получает около 3600 бэр (36 Зв) радиации в день[9].

Дальнейшие наблюдения были сделаны при помощи космического аппарата Кассини-Гюйгенс в 2000 году и космической межпланетной станцией Новые горизонты в 2007 году, а также наземных телескопов и космического телескопа Хаббл, поскольку их технология продвинулась.

Содержание

Номенклатура

Ио, возлюбленная Зевсом

Симону Марию не приписывается открытие Галилеевых спутников, тем не менее его названия для лун — были некоторое время признанными. В 1614 году вышла его публикация: Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici, в которой он предложил названия для ближайших спутников Юпитера, включая Меркурий Юпитерианский или первая из «Юпитерианских планет».[10] Основываясь на предложении Иоганна Кеплера сделанном в 1613 году, он также предложил схему наименования: по которой каждому спутнику надо присвоить имена собственные в честь возлюбленных Зевса или его римского эквивалента. В данном случае, он назвал крупнейшую из внутренних лун Ио в честь Ио из греческой мифологии.[10][11] Названия предложенные Марием были забыты и вышли из употребления вплоть до середины 20го столетия. В более ранней литературе, Ио именуется по планетарной принадлежности с добавлением римской цифры, например: «Юпитер I», или просто как: «первая луна Юпитера».

Геологические структуры на поверхности Ио именуются в честь персонажей и местностей из мифа об Ио, в честь божеств огня, вулканов, Солнца, и грозы из различных мифов, а также в честь персонажей и мест из Ада Данте, приспособленных к вулканической природе поверхности.[12] С тех пор как поверхность Ио была достаточно подробно изучена «Вояджером-1», названия получили 225 вулканов, гор, плато, и областей с высоким альбедо. Одобренные названия для вулканических геоструктур Ио: Чаша (вулканическая депрессия), Флуктус (лавовые протоки), Долина (лавовый канал), и активные эруптивные центры (местности где заметны первые признаки очередных извержений). Плато, покрытая лавой поверхность, и щитовые вулканы именуются: менса, плана, толус, соответственно.[12] Для областей с ярким альбедо используется термин: регио. Примерами поименованных структур могут служить: вулкан Прометей, Пан Менса, Чаша Тваштар, и Тсьюи-Гоа Флуктус.[13]

Наблюдения

Галилео Галилей, первооткрыватель Ио

Первое наблюдение спутника Ио было сделано Галилео Галилеем 7 января 1610 года, который смог увидеть спутник при помощи сконструированного им в Падуанском университете рефрактора с 20-кратным увеличением. Однако, при первом наблюдении он не смог отделить спутник Ио от другого спутника Юпитера — Европы и они были отмечены как одно космическое тело. Разделены они были им на следующий день 8 января 1610 года (эта дата и используется в качестве даты открытия Ио по МАС)[1]. Открытие Ио и других галилеевых спутников было опубликовано в издании Галилео Sidereus Nuncius в марте 1610 года[14]. В своём издании Mundus Jovialis, опубликованном в 1614 году, Симон Марий утверждал, что наблюдал Ио и другие спутники Юпитера ещё в 1609 году, за одну неделю до открытия их Галилео. Галилео выразил сомнения в подлинности данных утверждений и отклонил работу Мария как плагиат. Несмотря на это, первое зарегистрированное наблюдение Мария датировано 29 декабря 1609 года по Юлианскому календарю, что соответствует 8 января 1610 года по Григорианскому календарю, которым пользовался Галилео[15]. С учётом того, что Галилео первым опубликовал работу, ему и приписывают открытие[16].

В течение двух последующих веков Ио оставался неизученной, видимой в телескопы точкой света 5 величины. В XVII веке Ио и другие галилеевские спутники использовались в различных целях: с их помощью моряки определяли долготу[17], проверялся третий закон Кеплера о движениях планет, а также определялось время, за которое свет пройдет расстояние между Юпитером и Землёй[14]. На основе эфемерид, полученных астрономами, такими как Джованни Кассини, Пьер-Симон Лаплас создал математическую теорию, объясняющую орбитальные резонансы Ио, Европы и Ганимеда[14]. Эти резонансы, как обнаружилось позднее, оказали огромное влияние на геологию этих трёх спутников.

В конце XIX и начале XX веков улучшилась технология создания телескопов, что позволило астрономам при более качественном разрешении изучить крупномасштабные детали на поверхности Ио. В 1890-х годах Эдвард Барнард был первым астрономом, который увидел изменения яркости Ио между экваториальной и полярной областями и правильно предположил, что эти различия имеют основу в виде различий этих областей в цвете и альбедо, а не по причине того, что Ио имеет овальную форму (как это было предложено астрономом Уильямом Пикерингом) или из-за того, что экваториальная и полярная области являются двумя отдельными объектами (как это было изначально предложено Барнадом)[18][19][20]. Более поздние телескопические наблюдения за поверхностью Ио подтвердили различия красновато-коричневой полярной и жёлто-белой экваториальной областей[21].

Телескопические наблюдения за Ио в середине XX века стали наводить на мысль о присутствии на Ио чрезвычайной геологической активности. Спектрографические наблюдения показали, что, вероятно, поверхность Ио лишена водяного льда (данное вещество в изобилии было найдено на других галилеевских спутниках)[22]. Те же наблюдения дали возможность учёным предположить, что на поверхности спутника преобладают испарения, состоящие из солей натрия и серы[23]. Благодаря радио-телескопическим наблюдениям за Ио выявлено его влияние на магнитосферу Юпитера, о чём свидетельствуют декаметровые волновые всплески, связанные с орбитальным периодом спутника[24].

Пионер

Первыми космическими аппаратами, пролетающими мимо Ио были два аппарата-близнеца «Пионер-10» и «Пионер-11», пролетавшими 3 декабря 1973 года и 2 декабря 1974 года соответственно[25]. Радио оценка обеспечила получение улучшенных данных (по сравнению с данными телескопов того времени) о массе Ио, которые, наряду с данными о его размерах, позволили предположить наличие у Ио, состоящего из силикатных пород а не водяного льда, самой высокой плотности из четырёх галилеевских спутников[26]. При помощи «Пионеров» также удалось заметить наличие тонкого слоя атмосферы Ио и интенсивного радиационного пояса возле его орбиты. При помощи камеры, находящейся на борту «Пионера-11» удалось получить хорошее изображение Ио, показывающее его северную полярную область[27]. Изображения крупным планом должен был снять при пролёте аппарат «Пионер-10», но они были потеряны вследствие высокой радиации[25].

Вояджер

Мозаика поверхности Ио, составленная из снимков, сделанных при помощи космического аппарата Вояджер-1

Пролёты зондов-близнецов «Вояджер-1» и «Вояджер-2» мимо Ио в 1979 году, благодаря их более совершенной системе визуализации, позволили сделать гораздо более детальные изображения спутника. «Вояджер-1» пролетал мимо спутника 5 марта 1979 года на расстоянии 20 600 километров[28]. Изображения, снятые во время этого пролёта, показали странный разноцветный пейзаж, лишённый ударных кратеров[29]. На снимках с высоким разрешением видна относительно молодая поверхность, испещрённая ямами странной формы, горами выше Эвереста и веществом, напоминающим вулканические потоки лавы.

Вскоре после пролёта «Вояджера-2», инженер навигации «Вояджера» Линда Морабито заметила шлейф, исходящий от поверхности на одном из изображений[30]. При анализе снимков с «Вояджера-1» было замечено девять таких шлейфов, что доказывает наличие вулканической активности на Ио[31]. Этот вывод был предсказан в работе Стэна Дж. Пила, Патрика Кассена и Р. Т. Рейнольдса незадолго до получения снимков с «Вояджера-1». Авторы вычислили, что недра Ио должны испытывать существенное периодическое нагревание, вызванное орбитальным резонансом Ио с Ганимедом и Европой[32]. Данные, полученные от «Вояджера-1» показали, что на поверхности Ио преобладает сера и замороженный оксид серы. Эти соединения также преобладают в тонком слое атмосферы Ио и торе плазмы, сосредоточенной на его орбите (что также следует из наблюдений «Вояджера»)[33][34][35].

«Вояджер-2» прошёл от Ио на расстоянии 1 130 000  километров 9 июля 1979 года. И хотя этот космический аппарат не приближался к спутнику так, как Вояджер-1, при сравнении их снимков удалось обнаружить несколько поверхностных изменений, произошедших за четыре месяца между пролётами. Кроме того, наблюдения за частью Ио после отдаления «Вояджера-2» в глубь системы Юпитера, показали, что семь из девяти шлейфов, наблюдавшихся в марте, проявляли активность и в июле 1979 года и только вулкан Пеле выглядел пассивно[36].

Галилео

Снимок «Галилео», на котором видно большое тёмное пятно, очерченное красным кольцом, произведённое сильным извержением в 1997 году на Пиллан Патера

Космический аппарат «Галилео» достиг Юпитера в 1995 году через шесть лет после старта с Земли. Целью его стало развитие и уточнение открытий «Вояджеров» и наземных наблюдений прошлых лет. Местоположение Ио в пределах одного из самых интенсивных радиационных поясов Юпитера исключило возможность длительных близких исследований, но «Галилео» довольно близко пролетел рядом с Ио прежде, чем войти на орбиту для своей двухлетней миссии, подробнее изучающей систему Юпитера. И хотя во время этого пролёта, произошедшего 7 декабря 1995 года, не было сделано ни единого снимка, он принёс значительные результаты по открытию присутствия на Ио железного ядра, подобного тому, какое встречается на других силикатных планетах внутри Солнечной системы[37].

Несмотря на нехватку снимков крупным планом и механических неисправностей, которые очень ограничили объём данных по возвращении, во время основной миссии «Галилео» было сделано несколько существенных открытий. Галилео был свидетелем крупного извержения Пиллан Патера и смог подтвердить тот факт, что извержения вулканов состоят из силикатной магмы с примесью богатых магнием основных и ультраосновных составов с содержанием серы и двуокиси серы, роли которых можно сравнивать с ролями, отведенными воде и углекислому газу на Земле[38]. Удалённые изображения Ио были сделаны практически со всех сторон, что позволило увидеть большое количество действующих вулканов (благодаря тепловой эмиссии от охлаждения магмы на поверхности и вулканическим шлейфам), многочисленные горы с различной обширной морфологией и немногочисленные изменения поверхности в промежутках между изучением её «Вояджерами» и «Галилео», а также в промежутке между сменой «Галилео» орбиты[39]. Из 35 витков «Галилео» вокруг Юпитера 7 были спроектированы с целью изучения Ио (максимальное сближение — 102 км).

Миссия Галилео была дважды продлена в 1997 и 2000 годах. Во время этих расширенных миссий космический аппарат пролетел мимо Ио три раза в конце 1999 и начале 2000 года и три раза в конце 2001 и начале 2002 года. Наблюдения во время этих пролётов показали геологические процессы, происходящие в вулканах Ио и горах, исключили присутствие магнитного поля и продемонстрировали масштабы вулканической деятельности[39]. В декабре 2000 года космический корабль «Кассини» прошел невдалеке от системы Юпитера по пути к Сатурну и, учитывая наблюдения в ходе последнего исследования Ио «Галилео», можно было заметить новый шлейф на Тваштар Патерае и лучше понять суть сияния Ио[40]. Кроме того, посредством Кассини были получены новые данные о плазменном торе, формируемом Ио, с помощью своего чувствительного ультрафиолетового спектрометра. Тор состоит из ионизованных атомов и молекул серы с примесью других веществ. Меридиональное сечение тора имеет форму эллипса со сравнимыми осями[41].

Последующие наблюдения

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

После того, как 21 сентября 2003 года миссия «Галилео» была завершена и аппарат расплавился в верхних слоях атмосферы, наблюдения за Ио велись только посредством наземных или космических телескопов. В частности, можно выделить адаптивные оптические снимки, сделанные в обсерватории Кека на Гавайях и снимки телескопа Хаббл, позволяющие учёным следить за действующими на Ио вулканами даже без помощи космических аппаратов в системе Юпитера[42][43].

Космический корабль «Новые горизонты» по пути к Плутону и поясу Койпера пролетал мимо системы Юпитера и, следовательно, Ио 28 февраля 2007 года. Во время пролёта было сделано множество отдалённых наблюдений за Ио. К ним относятся снимки большого шлейфа на вулкане Тваштар, которые, совместно с наблюдениями за шлейфом вулкана Пеле в 1979 году, дают возможность вести первые детальные наблюдения за крупнейшим классом вулканического шлейфа на Ио[44]. Космический аппарат «Новые Горизонты» также сумел сделать снимок вулкана вблизи Girru Patera на ранних стадиях извержения и несколько извержений вулканов, которые произошли со времени завершения миссии «Галилео»[44].

В настоящее время для изучения системы Юпитера запланировано две миссии. Миссия «Юнона», запущенная 5 августа 2011 года НАСА[45], ограничена в возможностях визуализации, но может обеспечить мониторинг за вулканической деятельностью Ио посредством использования своего ближнего инфракрасного спектрометра JIRAM. Запланированная дата выхода «Юноны» на необходимую орбиту — август 2016 года[45]. Совместная NASA/ESA/Роскосмос космическая программа «Europa Jupiter System Mission», одобренная в феврале 2009 году, намечена на 2020 год. Число аппаратов, которые будут запущены, варьируется от двух до четырёх: «Jupiter Europa Orbiter» (NASA), «Jupiter Ganymede Orbiter» (ESA)[46], «Jupiter Magnetospheric Orbiter» (JAXA) и «Jupiter Europa Lander» (Роскосмос). Исследование Ио входит в планы только у «Jupiter Europa Orbiter», который выполнит четыре близких пролёта к Ио в 2025 и 2026 годах до входа в орбиту вокруг Европы. Вклад ESA в эту миссию всё ещё сталкивается с конкуренцией финансирования со стороны других его космических проектов[47]. В дополнение к этим миссиям, которые уже одобрены НАСА, было предложено ещё несколько более специализированных миссий. Одна миссия, названная «Наблюдения за вулканизмом Ио» («Io Volcano Observer») должна была бы начаться в 2015 году как миссия класса открытий и включала бы в себя несколько пролётов мимо Ио, однако, сейчас эта миссия остаётся только в фазе исследования концепций[48].

Орбита и вращение

Анимация демонстрирующая Лапласов резонанс Ио — с Европой и Ганимедом

Орбита Ио расположена на расстоянии 421 700 км от центра Юпитера, и в 350 000 км от верхнего слоя его облаков. Ио — самый внутренний спутник из «Галилеевых», его орбита пролегает между Фивой и Европой. Включая остальные внутренние спутники Юпитера, Ио — пятая по счёту луна Юпитера. Ей требуется 42,5 часа, чтобы совершить полный оборот вокруг Юпитера (достаточно быстро для того, чтобы её движение было заметно за одну ночь наблюдений). Ио находится в орбитальном резонансе 2:1 с Европой и в 4:1 орбитальном резонансе с Ганимедом, успевая совершить 2 оборота вокруг Юпитера за время, пока Европа делает один, и обернуться 4 раза за то время, пока Ганимед делает свой оборот. Такой резонанс способствует орбитальному эксцентриситету Ио (0,0041), что в свою, далеко не последнюю, очередь является основной причиной небывалой геоактивности спутника (смотрите раздел «Приливной разогрев» для более детального объяснения процесса).[32] Без такого эксцентриситета орбита Ио скруглилась бы из-за приливного ускорения, и она, скорее всего, никогда бы не была таким геологически-активным спутником.

Как и другие Галилеевы спутники, а также Земная Луна, Ио вращается синхронно с орбитальным периодом и одно из полушарий спутника всегда обращено к Юпитеру. Эта синхронность сослужила полезную службу для определения долготы Ио. Главный меридиан Ио пересекает северный и южный полюса. Сторона Ио, которая всегда обращена к Юпитеру, называется ПодЮпитерианским полушарием, тогда как полушарие, всегда повернутое в противоположном направлении, именуется АнтиЮпитерианским полушарием. Полушарие, направленное в сторону движения спутника по орбите, называется Ведущим, тогда как полушарие, направленное в обратную сторону, называется Ведомым.[49]

Взаимодействие с магнитосферой Юпитера

Схематическое изображение магнитосферы Юпитера и воздействия Ио (вблизи от центра изображения): плазменный тор (красное), нейтральное облако (в жёлтом), потоковая трубка (в зелёном), и линии магнитного поля (в голубом)[50].

Ио играет важную роль в формировании магнитного поля Юпитера. Магнитосфера Юпитера вбирает в себя газы и пыль с тонкой атмосферы Ио на уровне 1 тонны в секунду[51]. Эта материя в основном состоит из ионизированной и атомарной серы, кислорода и хлора; атомарного натрия и калия; молекулярного диоксида серы и серы; а также пыли из хлорида натрия[51][52]. Первоначально эта материя продуцируется вулканической активностью Ио, однако, в магнитное поле Юпитера и в межпланетное пространство она попадает уже из атмосферы Ио. Вся эта материя, в зависимости от уровня её ионизации или состава, оказывается в различных (не-ионизированных) облаках и радиационных поясах Юпитерианской магнитосферы, и затем по различным причинам покидает пределы Юпитерианской системы.

Ио окружает атомарное облако из серы, кислорода, натрия, и калия, вплоть до расстояния, равного примерно шести её радиусам от поверхности. Эти частицы берут своё начало из верхних слоёв атмосферы спутника, однако взволновываются столкновениями с плазменным тором (как будет рассказано ниже) и другими процессами в Сфере Хилла Ио, где её сила тяжести преобладает над Юпитерианской. Часть всей этой материи, взволнованная вышеуказанными процессами, покидает атмосферу Ио и выходит на орбиту вокруг Юпитера. В течение 20 часов эти частицы покидают Сферу Хилла на Ио и формируют бананообразное нейтральное облако, которое может распространятся на расстояние до 6 юпитерианских радиусов от Ио или внутри орбиты Ио и перед спутником, или вне орбиты Ио и позади спутника[51]. Коллизионный процесс который волнует частицы, также часто обеспечивается ионами натрия в плазменном торе с электроном, удаляющимся и заменяемым новыми «быстрыми» нейтралами из тора. Однако, эти частицы всё ещё сохраняют свою скорость (70 км/с, тогда как у Ио 17 км/с орбитальная скорость), и формируют струи вещества позади Ио[53].

Орбита Ио проходит в пределах пояса с интенсивным радиационным излучением, известного как плазменный тор Ио. Плазма в этом кольце формируется в пончикообразное кольцо из ионизированной серы, кислорода, натрия, и хлора, которые создаются в тот момент когда нейтральные атомы в «облаке», сопровождающем Ио ионизируются и перемещаются перед Юпитерианской магнитосферой.[51] В отличие от частиц из нейтрального облака, эти частицы вращаются совместно с Юпитерианской магнитосферой, вращающейся на скорости 74 км/с на орбите вокруг Юпитера. Как и остальная часть магнитосферы Юпитера, плазменный тор наклонён относительно экватора Юпитера (и орбитальной плоскости Ио), что означает, что Ио временами выше или ниже ядра плазменного тора. Как было отмечено выше, более высокая скорость и энергетические уровни этих ионов частично ответственны за утерю нейтральных атомов и молекул атмосферой Ио и протяжённостью нейтрального облака. Тор состоит из трёх частей: внешнего «тёплого» тора, который располагается лишь за орбитой Ио; вертикально-широкого региона, известного как «лента» и состоящего из нейтральной области-источника, а также охлаждённой плазмы, расположенной между Ио и Юпитером; а также внутренней части, «холодного» тора, состоящего из частиц, которые медленно по спирали двигаются к Юпитеру[51]. После примерно 40—дневного пребывания в «тёплом торе», частицы его покидают и частично ответственны за необычайно большую магнитосферу Юпитера, которую они расширяют изнутри[54]. Частицы с Ио были обнаружены как изменения в магнитосферной плазме очень далеко от спутника в хвосте магнитосферы — датчиками КА «Новые Горизонты». Чтобы изучить подобные изменения внутри плазменного тора, исследователи измеряют свет на ультрафиолетовой длине волн, которые он излучает. Пока такие перемены не были окончательно увязаны с переменами в вулканической активности Ио (основного источника материи в плазменном торе), считается что их причиной служит нейтральное облако натрия[55].

Приближаясь к Юпитеру в 1992 году, КА Улисс зафиксировал поток частиц размером с пыль, направленный из Юпитерианской системы[56]. Пыль в этих потоках удаляется в направлении от Юпитера на скоростях в несколько сот километров в секунду, размерами примерно 10 μm, и состоит в основном из хлорида натрия[52][57]. Исследования пыли проведённые Галилео выявили, что пылевые потоки происходят с поверхности Ио, но точный механизм их формирования не известен, неизвестно, является ли это следствием это вулканической активности или ударных столкновений с поверхностью Ио[58].

Линии Магнитного поля Юпитера, которые пересекают Ио, соединяют атмосферу Ио и нейтральное облако в верхних слоях Юпитерианской полярной атмосферы путём генерации электрического тока, что известно как Потоковая трубка Ио.[51] Этот ток служит причиной свечения полярного региона Юпитерианской атмосферы, которое именуется «Следом Ио», точно также светится атмосфера Ио и в точке соприкосновения. Частицы от взаимодействия таких свечений оказывают затемняющее воздействие на Полярный регион Юпитера в наблюдаемой части спектра. Местоположение Ио и его «следа» в атмосфере Юпитера относительно Земли и Юпитера оказывают немалое воздействие на Юпитерианскую радио-эмиссию относительно нашей точки наблюдения: когда Ио в зоне видимости, радиосигналы от Юпитера становятся значительно сильнее[24][51]. КА«Юнона», стартовавший к Юпитеру 5 августа 2011 года, и который прибудет к Юпитеру в июле 2016 должен пролить свет на взаимодействие между Ио и магнитосферой Юпитера. Линии Юпитерианского магнитного поля проходящие сквозь ионосферу Ио генерируют электрические токи, которые в свою очередь создают магнитное поле, в недрах Ио. Индуцированное магнитное поле Ио генерируется в пределах частично расплавленной силикатной магмы в 50 километрах под поверхностью спутника[59]. Схожие индукционные магнитные поля были обнаружены Галилео на остальных Галилеевых спутниках, генерируемые предположительно подповерхностными водными океанами в недрах лун.

Структура

Ио не похожа на большинство спутников газовых планет (содержащих много льда) и состоит, в основном, из горных пород, так же, как и планеты земной группы. Ио по размеру немногим больше спутника Земли — Луны. Его средний радиус равен приблизительно 1 821,3 километра (на 5 % больше, чем средний радиус Луны), а масса составляет 8,9319×1022 килограмм (что приблизительно на 21 % больше массы Луны). У сравнительно небольшого по размерам Ио, форма представляет собой эллипсоид, большая ось которого направлена в сторону Юпитера. Среди галилеевых спутников по массе и объёму Ио занимает нишу после Ганимеда и Каллисто, но перед Европой.

Внутренняя структура

Модель возможного внутреннего состава Ио с ядром, состоящим из железа или сульфид железа (выделено серым цветом), силикатной коры (выделено коричневый) и частично расплавленной силикатной мантией между ними (выделено оранжевым цветом)

Состоящий в основном из силикатных пород и железа, Ио ближе по составу к планетам земной группы, чем к другим спутникам во внешней солнечной системе, состав которых в основном определён содержанием соединений водяного льда и силикатов. Плотность Ио равна 3,5275 г/см3, что намного выше плотности других галилеевых спутников (даже выше Луны) и ставит его на первое место по плотности среди спутников Солнечной системы[60]. Модели, составленные на основе измерений, полученных «Вояджерами» и «Галилео» (масса спутника, радиус и коэффициенты гравитационного квадруполя — числовые значения, связанные с тем, какая масса распределена в пределах объекта) предполагают, что его внутренняя структура, представляющая собой ядро из железа или сульфида железа, сильно отличается от поверхности, богатой силикатами коры и мантии[37]. Металлическое ядро составляет приблизительно 20 % от массы Ио[61]. В зависимости от количества серы в ядре, оно может иметь различный радиус: между 350 и 650 км, если оно составлено практически полностью из железа, или между 550 и 900 км, если оно состоит из соединений железа и серы. Магнитометр «Галилео» был не в состоянии обнаружить собственное магнитное поле Ио, и потому были предположения, что железное ядро не конвектируемое[62][63].

При моделировании внутреннего состава Ио можно предположить, что мантия состоит по крайней мере из 75 % богатого магнием минерала фостерита, и имеет общий состав, подобный тому, который был обнаружен на метеоритах L-хондрита и LL-хондрита, только с более высоким содержанием железа (по сравнению с кремнием), чем на Луне или Земле, но ниже, чем на Марсе[64][65]. Для поддержки теплового потока, наблюдаемого на Ио, 10—20 % мантии может быть расплавленной, а области, где наблюдается вулканизм с огромной температурой, могут иметь больше расплавленных фракций[66]. Однако, повторный анализ данных магнитометра Галилео в 2009 году показал наличие индуцированного магнитного поля на Ио, для которого был бы необходим океан магмы глубиной 50 км от поверхности[59]. Дальнейший анализ, опубликованный в 2011 году, предоставил прямые доказательства существования такого океана[67]. Этот слой, по оценкам учёных, толщиной примерно 50 км и составляет приблизительно 10 % от мантии Ио. Температура в таком океане магмы достигает примерно 1 200 градусов Цельсия. Не известно, совместимо ли это частичное 10-20 % плавление с условием значительного количества расплавленных силикатов мантии Ио в этом вероятном океане магмы[68]. Толщина литосферы Ио, состоящей из базальта и серы и образованной при помощи обширного вулканизма Ио, составляет не менее 12 километров и, вероятно, не более 40 километров[61][69].

Приливный разогрев

В отличие от Земли и Луны, наиболее вероятным энергетическим источником вулканизма на Ио считают приливный разогрев недр спутника[70] в результате орбитальных резонансов Ио с Европой и Ганимедом[32], а не радиоактивный распад изотопов. Такой разогрев зависит от расстояния между Ио и Юпитером, эксцентриситета его орбиты, состава внутренней структуры и физических характеристик[66]. Резонанс Лапласа с Европой и Ганимедом поддерживает эксцентриситет Ио и предотвращает приливное рассеивание в пределах спутника от циркуляции орбиты. Резонанс орбиты также помогает Ио и Юпитеру придерживаться определённого расстояния. В противном случае, приливы, спровоцированные Юпитером, заставили бы Ио медленно по спирали приближаться к планете[71]. Вертикальные различия в приливном горбе Ио, между временем, когда Ио находится в апоцентре и перицентре, могут достигать 100 метров. Из-за этих различий возникает изменяющаяся приливная тяга, ведущая к трению или приливной деформации внутренней структуры Ио, которая, без орбитального резонанса, вошла бы в циркулирующую орбиту Ио, но вместо этого, мы видим, что она создает существенный приливной разогрев в пределах внутренней структуры Ио, плавя существенное количество мантии и ядра спутника. Такая постоянная пульсация предположительно тонкой коры Ио (толщиной не более 20-40 км) может обеспечивать энерговыделение, достаточное для расплава недр спутника, что, как можно заметить, и выражается в его интенсивной вулканической активности[70]. Количество энергии, произведенной за счет приливного разогрева, примерно до 200 раз больше, чем производилось бы исключительно радиоактивным распадом[6]. Оценки, сделанные в результате измерений теплового потока из «горячих» областей Ио, показали, что приливный механизм способен генерировать энергию, мощность которой может доходить до 108 мегаватт, что более чем в 10 раз превышает суммарную величину энергии, потребляемой всем человечеством на Земле (общемировой объём: от 0,6 до 1,6×1014 Вт)[66][70]. Модели его орбиты показывают, что количество приливного разогрева в пределах Ио изменяется со временем, и что текущий тепловой поток не является репрезентативным для долгосрочной перспективы[66].

Поверхность

Карта поверхности Ио.
Карта поверхности Ио.

На основе своего опыта с древней поверхностью Луны, Марса и Меркурия, ученые ожидали увидеть многочисленные кратеры на первых изображениях Ио, полученных «Вояджером-1». Плотность ударных кратеров на поверхности спутника дала бы ответы о возрасте спутника. Поэтому, они были весьма удивлены, обнаружив, что на поверхности практически полностью отсутствует ударные кратеры и вместо них видны гладкие равнины, усеянные высокими горами, вулканическая лава и ямы различных форм и размеров[29]. По сравнению с большинством, наблюдаемых к тому времени, космических объектов, на поверхности Ио можно было наблюдать различные цвета, воспроизводимые за счёт различных сернистых соединений[72]. Отсутствие достаточного количества ударных кратеров показало, что поверхность Ио геологически молода, как и земная поверхность; лава из вулканов непрерывно покрывает кратеры, как только они появляются. Эти выводы были подтверждены по меньшей мере девятью действующими вулканами, наблюдавшимися «Вояджером-1»[31].

В дополнение к вулканам на Ио имеются невулканические горы, озёра расплавленной серы, вязкие лавовые потоки, достигающие длиной до сотен километров, кальдеры, глубина которых доходит до нескольких километров.

В 2012 году была составлена полная геологическая карта Ио, для которой использовались изображения с разной детализацией, которые при помощи компьютера склеили в единую мозаику с разрешением 1 км на пиксель. Карта составлялась 6 лет. Возглавил проект Дэвид Уильямс (David Williams) из университета Аризоны. Исследователи также составили онлайновую базу данных по Ио, включающую не только новую геологическую карту, но и многочисленные снимки с комических аппаратов и данные ряда иных измерений[73].

Поверхностный состав

Изображение вращения поверхности Ио; большие красные кольца вокруг вулкана Пеле.

Красочный внешний вид является результатом различного вещества, производимого экстенсивным вулканизмом. Это вещество включает в себя силикаты (например, ортопироксен), серу и диоксид серы[74]. Замороженный диоксид серы присутствует почти на всей поверхности Ио, образуя крупные области, покрытые веществом белого или серого цвета. Серу также можно заметить на многих областях спутника благодаря жёлтому или жёлто-зелёному цвету. Сера, расположенная в средних широтах и полярных областях часто подвержена радиации, которая разбивает обычно устойчивые восьмичленные циклические молекулы серы S8. В результате этого радиационного поражения появились красно-коричневые полярные области Ио[18].

Взрывоопасный вулканизм, часто извергающий шлейфы вулканического пепла, образующих причудливые формы, красит поверхность силикатным и сернистым веществом. Месторождение столба магмы на Ио в зависимости от количества серы или сернистого газа часто окрашено красным или белым цветом. Вообще, шлейфы вулканического пепла, сформированные в жерле вулкана из дегазации лавы, содержат большее количество S2 и производят красный «раздуваемый» осадок или, в крайних случаях, большие (часто достигающий более 450 километров от центрального жерла) красные кольца[75]. Яркий пример осадков шлейфа в виде красного кольца мы можем наблюдать вокруг вулкана Пеле. Красный осадок состоит прежде всего из серы (в основном 3- и 4-членной молекулярной серы), двуокиси серы, и, вероятно, Cl2SO2[74]. Струя магмы, сформированная возле силикатных потоков лавы (за счёт взаимодействия лавы и уже существующих осадков серы и двуокиси серы) образует осадки белого или серого цвета.

Композиционная картография и высокая плотность Ио дают возможность предположить, что на Ио практически нет воды, хотя и небольшие карманы с водяным льдом или гидратированными минералами были экспериментально обнаружены, прежде всего, на северо-западной стороне горы Gish Bar Mons[76]. Эта недостача воды, вероятно, связана с тем, что Юпитер был достаточно горячим при формировании Солнечной системы, чтобы вывести такие летучие вещества, как воду в непосредственной близости от Ио, и недостаточно горячим, чтобы делать это дальше.

Вулканизм

Активные потоки лавы в Чаше Тваштар, изображения получены Галилео в ноябре 1999 и феврале 2000 года.

Приливной разогрев, вызываемый орбитальным эксцентриситетом, служит причной того, что Ио — самая геологически активная луна в Солнечной системе, с сотнями вулканов и обширными потоками лавы. Во время особо крупных извержений, потоки лавы могут тянуться на десятки и даже сотни километров в длину, и состоят в основном из базальтовой лавы с основными горными породами или ультраосновными (богатыми магнием) в виде включений. В результате вулканической активности, сера, диоксид серы (в виде газа) и силикатная пирокластическая материя (в виде пепла) поднимается на высоту 200 километров в открытый космос в виде своеобразных «зонтиков», окрашивая окружающую местность в красный, чёрный и белый цвета, а также создавая условия для поддержания тонкой атмосферы на Ио и пополняя свежей материей и без того обширную магнитосферу Юпитера.

«Чаша Патера». Размеры — 75 км, высота утёсов — 900 м. (снимок «Галилео»)

На поверхности Ио нередко можно встретить вулканические депрессии именуемые чашами[77]. Для Чаш характерно плоское дно и крутые стены. Эти геоструктуры очень напоминают Земные кальдеры, правда до сих пор неизвестно, образуются ли они путём коллапса «лавовой комнаты» и обрушения вершины вулкана как их земные аналоги. Одна из гипотез предполагает, что эти геоструктуры создаются путём эксгумации (путём вскрытия или эрозии более поздних слоёв и обнажения более раних) вулканической почвы и налегающей материи, которая сносится или уже включена в слой[78]. В отличие от схожих геоструктур на Земле и Марсе, вулканические депрессии на Ио не лежат на пике щитовидных вулканов и обычно куда крупней, со средним диаметром около 41 км, а крупнейшая — «Чаша Локи» — 202 километра диаметром[77]. Независимо от механизма формирования, морфология и распределение многих чаш даёт повод для предположений о том, что эти геоструктуры находятся в тесной взаимосвязи с другими структурами, немало из чаш граничат с горами или разломами[77]. Чаши часто служат источниками вулканических извержений или лавовых потоков, которые прокладывают себе путь из чаш, как в случае извержения в чаше Гиш-Бар в 2001 году, или заполняются лавой и становятся лавовыми озёрами[7][79]. Лавовые озёра на Ио покрыты лавовой коркой, которая непрерывно рушится и обновляется (как в случае с Пеле) или эпизодически (как в случае Локи).[80][81]

Потоки лавы — характерная для Ио часть пейзажа. Магма вырывается на поверхность через провалы в дне чаш или через трещины на равнинах, создавая широкие, множественные лавовые потоки напоминающие те — что можно заметить в районе вулкана Килауэа на Гавайах. Изображения полученные КА Галилео позволяют разглядеть что многие лавовые потоки покидающие такие вулканы как Прометей или Амирани, фактически повторяют пути прежних потоков лавы, идя по ним поверх следов более старых.[82] Самые длинные лавовые потоки наблюдались на Ио. К примеру, Ведущий край лавовых потоков с Прометея продвинулся с 75 до 95 км в промежуток между пролётом КА Вояджер в 1979 и первым наблюдением Галилео в 1996 году. Одно из крупных извержений в 1997 — вырвало на поверхность более 3500 км2 свежей лавы — которая заполнила чашу Пилан.[38]

Пять совмещённых изображений с КА Новые горизонты на которых видно как вулкан Тваштар извергает материю на 330 км над поверхностью.

Анализ изображений полученных КА Вояджер, заставил учёных предположить что лавовые потоки на Ио состоят главным образом из расплавленной серы. Однако, последующие наземные инфракрасные наблюдения и замеры с КА Галилео указывают на то — что на самом деле потоки в основном состоят из базальтавой лавы с включениями в виде основных и ультраосновных горных пород. Эти предположения основаны на замерах температур «горячих пятен» Ио, и областей термальной эмиссии, для которых характерна температура в 1300 K а местами и в 1600 K.[83] Первоначальные оценки температуры извержений в области 2000 K[38] оказавшиеся неверными, объясняются неправильными тепловыми моделями, использовавшимися для моделирования температур.[83]

Открытие своеобразных «плюмажей» из извергаемой материи над Пеле и Локи послужило первым сигналом того, что Ио геологически активный спутник.[30] Обычно, такие «плюмажи» появляются когда летучие вещества вроде серы или диоксида серы поднимаются ввысь над вулканами Ио на скорости около 1 км/с, формируя на высоте своеобразный зонтик из пыли и газа. Помимо вышеуказанных веществ в вулканических плюмажах встречаются натрий, калий, и хлор.[84][85] Плюмажи формируются двумя разными путями.[86] Самые большие плюмажи появляются когда сера и газообразная форма диоксида серы извергаются из вулканов или лавовых озёр, зачастую захватывая с собой силикатно-пирокластическую материю. Эти плюмажи формируют красные (из коротко-цепочной серы) и чёрными (силикатно-пирокластический материал) отложения на поверхности. Плюмажи формирующиеся таким вот способом, формируют красноватые кольца 1,000 км диаметром. Примерами таких плюмажей могут служить плюмажи над Пеле, Тваштар, и над чашей Даждьбога. Другой тип плюмажей производится посредством выпарки потоками лавы приповерхностного инея из двуокиси серы, который поднимается уже в виде пара ввысь. Такой тип плюмажа часто формирует на поверхности яркие и круглые отложения, из двуокиси серы. Часто такие плюмажи 100 километров высотой, и наиболее долгоживущие из плюмажей. Как пример можно привести такие плюмажи в районе Прометея, Амирани, и Масуби.

Горы

Изображение горы Тохил, возвышающейся на 5,4 километра над поверхностью, сделанное космическим аппаратом Галилео

На Ио насчитывается порядка 100—150 гор и их высота достигает от 6 километров до 17,5±1,5 километров на пике самой высокой горы Южная гора Боосавла (South Boösaule Montes)[8]. Горы часто представлены в форме больших (их длина составляет в среднем 157 километров) изолированных геологических структур без видимых глобальных тектонических моделей, которые расположены на Земле[8]. Чтобы поддерживать огромную топографию, наблюдаемую в этих горах, требуется состав, состоящий главным образом из силикатных пород, противопоставленных сере[87].

Несмотря на обширный вулканизм, придающий Ио его характерную внешность, почти все его горы не являются результатом вулканизма. Вместо этого, большинство гор на Ио формируется в результате компрессионного давления в литосфере, которое взбрасывает и зачастую наклоняет куски коры Ио надвигая их друг на друга[88]. Компрессионное давление, ведущее к образованию гор, является результатом оседания от непрерывного захоронения вулканических материалов[88]. Глобальное распределение гор по поверхности Ио, как представляется, противоположно распределению вулканических структур — в областях с наименьшим количеством вулканов преобладает количество гор и наоборот[89]. Это создаёт предположения о крупномасштабных областях в литосфере Ио, где, в одном случае доминирует сжатие (благосклонное к горному формированию), а в другом — расширение (благосклонное к формированию патеров)[90]. Однако, в отдельных областях горы и патеры часто расположены вблизи друг к другу. Это можно объяснить тем, что магма для достижения поверхности часто использует разломы, образованные во время формирования гор[77].

У гор Ио (как и вообще у геологических структур Ио, возвышающихся над окружающимися равнинами) наблюдаются различные формы. Самой распространенной среди них является плато[8]. Они напоминают большие, столовые горы с плоской вершиной с неровной поверхностью. Другие горы кажутся накренёнными глыбами коры Ио с пологим склоном от прежде плоской поверхности и крутым наклоном, состоящим из прежде подповерхностного вещества, вздымаемого компрессионным давлением. У обоих типов гор часто встречаются крутые эскарпы вдоль одного или нескольких краев. Только небольшое количество гор на Ио имеет вулканическое происхождение. Эти горы напоминают маленькие щитовидные вулканы с крутыми склонами (6-7 °) недалеко от небольшой центральной кальдеры и мелкими наклонами вдоль их краёв[91]. Вулканические горы небольшие и составляют в среднем только 1 - 2 километра в высоту и 40 - 60 километров в ширину. Остальные щитовидные вулканы с намного более малыми наклонами выведены из формирования отдельных вулканов на Ио, в которых тонкие потоки исходят из центральной патеры, такой как в Патере Ра[91].

Кажется, что практически все горы на Ио находятся на некоторой стадии деградации. Крупные отложения оползней распространены у подножий гор, что делает их основной причиной деградации. Зубчатые края распространены среди столовых гор Ио и плато по причине выветривания двуокиси серы с коры Ио, создавая слабые зоны вдоль края гор[92].

Атмосфера

Полярное сияние в верхних слоях атмосферы Ио. Различные цвета представляют излучение различных компонентов атмосферы (зелёные берёт свое начало от излучения натрия, красный от кислорода и синий от вулканического газа, состоящего в основном из диоксида серы). Изображение получено во время затмения на Ио.

Спутник Ио имеет очень тонкую атмосферу, состоящую в основном из двуокиси серы (SO2) с незначительным содержанием моноксида серы (SO), хлорида натрия (NaCl) и серы с кислородом в атомарном виде[93]. У атмосферы наблюдаются существенные изменения по плотности и температуре, связанные со временем суток, широтой, вулканической деятельностью и изобилием поверхностного холода. Максимальное атмосферное давление на Ио колеблется от 0,33×10−4 до 3×10−4 Па или от 0,3 до 3 нбар, пространственно замеченное на АнтиЮпитерианском полушарии Ио и вдоль экватора, и иногда наблюдаемое в начале второй половины дня, когда на поверхности температура достигает своих пиков мороза[93][94][95]. На локализованных вершинах вулканических шлейфов было также замечено давление, достигающее от 5×10−4 до 40×10−4 Па (5-40 нбар)[34]. Самое низкое атмосферное давление замечено на тёмной стороне спутника, где оно опускается от 0,1×10−7 до 1×10−7 Па (от 0,0001 до 0,001 нбар)[93][94]. Атмосферная температура Ио колеблется в пределах от температуры поверхности на малых высотах, где давление диоксида серы уравновешивается морозом на поверхности, до 1800 К на больших высотах, где более тонкая атмосфера позволяет нагреваться от заряженных частиц в плазменном торе Ио и от Джоулева нагрева трубки потока на Ио[93][94]. Низкое давление ограничивает атмосферное влияние на поверхность, за исключением временного перераспределения двуокиси серы от холодных до менее холодных областей и расширения размеров областей осадков вулканических шлейфов, когда вулканический пепел повторно входит в более плотную атмосферу, наблюдаемую днём[93][94]. Тонкая атмосфера Ио также показывает, что в будущем любые зонды, приземляющиеся на поверхность для изучения Ио, не должны быть заключены в аэродинамическую оболочку с тепловым экраном, а, вместо этого, должны быть оснащены ретро-ракетами, использующимися для замедления и остановки аппаратов для более мягкого приземления. Наличие тонкой атмосферы также требует усиления прочности посадочного модуля, чтобы он был способен перенести сильное излучение Юпитера, которое уменьшило бы более плотную атмосферу.

Газ в атмосфере Ио сгоняется магнитосферой Юпитера, улетучиваясь или к нейтральному облаку, окружающему Ио, или к плазменному тору Ио, кольцу ионизированных частиц, которое находится на орбите, но вращается совместно с магнитосферой Юпитера. Посредством этого процесса каждую секунду приблизительно одна тонна газа удаляется из атмосферы Ио и, следовательно, он должен постоянно пополняться[51]. Наиболее впечатляющим источником SO2 являются вулканические выбросы, которые выкачивают в атмосферу Ио в среднем 104 килограмма двуокиси серы в секунду, хотя большая часть этих выбросов возвращается обратно на поверхность, уплотняя её[51]. Большая часть двуокиси серы, поддерживаемая солнечным светом, находится в атмосфере Ио, сублимируясь с SO2, замороженным на поверхности[96]. Днём атмосфера в значительной степени ограничена в пределах 40 ° от экватора, где наблюдается самая тёплая поверхность и самые активные вулканические выбросы[97]. Сублимация атмосферы также согласуется с тем, что самая плотная атмосфера Ио находится на АнтиЮпитерианском полушарии, где мороз SO2 достигает своего пика, и также плотность атмосферы проявляется, когда Ио приближается к Солнцу[93][96][98]. Однако, некоторый вклад вулканических выбросов необходим для поддержания плотности атмосферы, так как самая высокая удельная плотность наблюдается возле жерла вулканов[93]. Поскольку плотность двуокиси серы в атмосфере непосредственно связана с температурой, атмосфера Ио частично распадается ночью или когда спутник находится в тени Юпитера. Коллапс во время затмения несколько ограничен образованием диффузионного слоя моноксида серы в самой нижней части атмосферы, а атмосферное давление на тёмной стороне Ио на два-четыре порядка меньше, по сравнению с его максимальным значением сразу после полудня[94][99]. Незначительные элементы атмосферы Ио, такие как NaCl, SO, O и S производятся либо сразу из вулканической дегазации, фотодиссоциации или химического распада, вызванного солнечным ультрафиолетовым излучением от SO2, либо в процессе распыления поверхностных отложений заряженными частицами от магнитосферы Юпитера[96].

Изображения Ио с высоким разрешением были сделаны во время затмения на спутнике, когда можно было наблюдать полярные сияния[85]. Как и на Земле, эти сияния происходят из-за радиации, поражающей атмосферу, хотя в этом случае заряженные ионы прибывают от магнитного поля Юпитера, а не от солнечного ветра. Полярное сияние обычно наблюдается возле магнитных полюсов планет, но у Ио самое яркое полярное сияние можно наблюдать вблизи экватора. Ио испытывает недостаток в собственном внутреннем магнитном поле, поэтому заряженные частицы, движущиеся вдоль магнитного поля Юпитера, проходят в непосредственной близости от Ио, воздействуя на атмосферу спутника. Немало электронов сталкивается с атмосферой, служа причиной ярчайших полярных сияний, там где линии магнитосферы касаются спутника (вблизи от экватора), потому как столбы из газа в этих областях поднимаются выше. Полярные сияния тесно связаны с этими областями, которые колеблются одновременно с изменениями в наклонённом магнитном диполе Юпитера.[100] Более слабые полярные сияния из атомов кислорода вдоль лимба Ио (красное свечение на изображении справа), и атомов натрия на ночной стороне Ио (зелёное свечение на том же изображении), также были выявлены в ходе наблюдений.[85]

Примечания

  1. 1 2 Blue, Jennifer Planet and Satellite Names and Discoverers. USGS (November 9, 2009). Архивировано из первоисточника 17 августа 2011. Проверено 13 января 2010.
  2. 1 2 Thomas, P. C.; et al. (1998). «The Shape of Io from Galileo Limb Measurements». Icarus 135 (1): 175–180. DOI:10.1006/icar.1998.5987. Bibcode1998Icar..135..175T.
  3. Yeomans, Donald K. Planetary Satellite Physical Parameters. JPL Solar System Dynamics (July 13, 2006). Архивировано из первоисточника 18 января 2010. Проверено 5 ноября 2007.
  4. Classic Satellites of the Solar System. Observatorio ARVAL. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 28 сентября 2007.
  5. Rathbun, J. A. (2004). «Mapping of Io's thermal radiation by the Galileo photopolarimeter-radiometer (PPR) instrument». Icarus 169 (1): 127–139. DOI:10.1016/j.icarus.2003.12.021. Bibcode2004Icar..169..127R.
  6. 1 2 Rosaly MC Lopes Io: The Volcanic Moon // Encyclopedia of the Solar System / Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson. — Academic Press, 2006. — P. 419–431. — ISBN 978-0-12-088589-3
  7. 1 2 Lopes, R. M. C.; et al. (2004). «Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys». Icarus 169 (1): 140–174. DOI:10.1016/j.icarus.2003.11.013. Bibcode2004Icar..169..140L.
  8. 1 2 3 4 Schenk, P.; et al. (2001). «The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo». Journal of Geophysical Research 106 (E12): 33201–33222. DOI:10.1029/2000JE001408. Bibcode2001JGR...10633201S.
  9. http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt
  10. 1 2 Marius S. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. — 1614.
  11. Marius, S. (1614). «Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici». (in which he attributes the suggestion to Johannes Kepler)
  12. 1 2 Blue, Jennifer Categories for Naming Features on Planets and Satellites. USGS (October 16, 2006). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 14 июня 2007.
  13. Blue, Jennifer Io Nomenclature Table of Contents. USGS (June 14, 2007). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 14 июня 2007.
  14. 1 2 3 Cruikshank D. P. A history of the exploration of Io // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — P. 5–33. — ISBN 3-540-34681-3
  15. Van Helden, Albert The Galileo Project / Science / Simon Marius. Rice University (14). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 7 января 2010.
  16. Baalke, Ron Discovery of the Galilean Satellites. Jet Propulsion Laboratory. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 7 января 2010.
  17. O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. Longitude and the Académie Royale. University of St. Andrews (February 1997). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 14 июня 2007.
  18. 1 2 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. Bibcode1894MNRAS..54..134B.
  19. Dobbins, T.; and Sheehan, W. (2004). «The Story of Jupiter's Egg Moons». Sky & Telescope 107 (1): 114–120.
  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. Bibcode1891MNRAS..51..543B.
  21. Minton, R. B. (1973). «The Red Polar Caps of Io». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 10: 35–39. Bibcode1973CoLPL..10...35M.
  22. Lee, T. (1972). «Spectral Albedos of the Galilean Satellites». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 9 (3): 179–180. Bibcode1972CoLPL...9..179L.
  23. Fanale, F. P.; et al. (1974). «Io: A Surface Evaporite Deposit?». Science 186 (4167): 922–925. DOI:10.1126/science.186.4167.922. PMID 17730914. Bibcode1974Sci...186..922F.
  24. 1 2 Bigg, E. K. (1964). «Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission». Nature 203 (4949): 1008–1010. DOI:10.1038/2031008a0. Bibcode1964Natur.203.1008B.
  25. 1 2 Fimmel, R. O.; et al.' First into the Outer Solar System. Pioneer Odyssey. NASA (1977). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 5 июня 2007.
  26. Anderson, J. D.; et al. (1974). «Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10». Science 183 (4122): 322–323. DOI:10.1126/science.183.4122.322. PMID 17821098. Bibcode1974Sci...183..322A.
  27. Pioneer 11 Images of Io. Galileo Home Page. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 21 апреля 2007.
  28. Voyager Mission Description. NASA PDS Rings Node (19 февраля 1997). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 21 апреля 2007.
  29. 1 2 Smith, B. A.; et al. (1979). «The Jupiter system through the eyes of Voyager 1». Science 204 (4396): 951–972. DOI:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430. Bibcode1979Sci...204..951S.
  30. 1 2 Morabito, L. A.; et al. (1979). «Discovery of currently active extraterrestrial volcanism». Science 204 (4396). DOI:10.1126/science.204.4396.972. PMID 17800432. Bibcode1979Sci...204..972M.
  31. 1 2 Strom, R. G.; et al. (1979). «Volcanic eruption plumes on Io». Nature 280 (5725): 733–736. DOI:10.1038/280733a0. Bibcode1979Natur.280..733S.
  32. 1 2 3 Peale, S. J.; et al. (1979). «Melting of Io by Tidal Dissipation». Science 203 (4383): 892–894. DOI:10.1126/science.203.4383.892. PMID 17771724. Bibcode1979Sci...203..892P.
  33. Soderblom, L. A.; et al. (1980). «Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results». Geophys. Res. Lett. 7 (11): 963–966. DOI:10.1029/GL007i011p00963. Bibcode1980GeoRL...7..963S.
  34. 1 2 Pearl, J. C.; et al. (1979). «Identification of gaseous SO2 and new upper limits for other gases on Io». Nature 288 (5725): 757-758. DOI:10.1038/280755a0. Bibcode1979Natur.280..755P.
  35. Broadfoot, A. L.; et al. (1979). «Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter». Science 204 (4396): 979–982. DOI:10.1126/science.204.4396.979. PMID 17800434. Bibcode1979Sci...204..979B.
  36. Strom R. G. Volcanic eruptions on Io // Satellites of Jupiter / Morrison, D.. — University of Arizona Press, 1982. — P. 598–633. — ISBN 0-8165-0762-7
  37. 1 2 Anderson, J. D.; et al. (1996). «Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io». Science 272 (5262): 709–712. DOI:10.1126/science.272.5262.709. PMID 8662566. Bibcode1996Sci...272..709A.
  38. 1 2 3 McEwen, A. S.; et al. (1998). «High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io». Science 281 (5373): 87–90. DOI:10.1126/science.281.5373.87. PMID 9651251. Bibcode1998Sci...281...87M.
  39. 1 2 Perry J.; et al.' A Summary of the Galileo mission and its observations of Io // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — P. 35–59. — ISBN 3-540-34681-3
  40. Porco, C. C.; et al. (2003). «Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings». Science 299 (5612): 1541–1547. DOI:10.1126/science.1079462. PMID 12624258. Bibcode2003Sci...299.1541P.
  41. Холшевников, Константин Владиславович Почему у планет земной группы нет колец?. Соросовский журнал. Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 29 декабря 2010.
  42. Marchis, F.; et al. (2005). «Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm». Icarus 176 (1): 96–122. DOI:10.1016/j.icarus.2004.12.014. Bibcode2005Icar..176...96M.
  43. Spencer, John Here We Go! (23 февраля 2007). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 3 июня 2007.
  44. 1 2 Spencer, J. R.; et al. (2007). «Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano». Science 318 (5848): 240–243. DOI:10.1126/science.1147621. PMID 17932290. Bibcode2007Sci...318..240S.
  45. 1 2 NASA запустило межпланетную станцию к Юпитеру.
  46. Joint Jupiter Science Definition Team; NASA/ESA Study Team Europa Jupiter System Mission Joint Summary Report (PDF). NASA/ESA (January 16, 2009). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 21 января 2009.
  47. Cosmic Vision 2015–2025 Proposals. ESA (21 июля 2007). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 20 февраля 2009.
  48. McEwen, A. S.; the IVO Team (2008). "Io Volcano Observer (IVO)" (PDF). Io Workshop 2008. 
  49. Lopes, R. M. C.; D. A. Williams (2005). «Io after Galileo». Reports on Progress in Physics 68 (2): 303–340. DOI:10.1088/0034-4885/68/2/R02. Bibcode2005RPPh...68..303L.
  50. Spencer, J. John Spencer's Astronomical Visualizations. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 25 мая 2007.
  51. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Schneider N. M. Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — P. 265–286. — ISBN 3-540-34681-3
  52. 1 2 Postberg, F.; et al. (2006). «Composition of jovian dust stream particles». Icarus 183 (1): 122–134. DOI:10.1016/j.icarus.2006.02.001. Bibcode2006Icar..183..122P.
  53. Burger, M. H.; et al. (1999). «Galileo's close-up view of Io sodium jet». Geophys. Res. Let. 26 (22): 3333–3336. DOI:10.1029/1999GL003654. Bibcode1999GeoRL..26.3333B.
  54. Krimigis, S. M.; et al. (2002). «A nebula of gases from Io surrounding Jupiter». Nature 415 (6875): 994–996. DOI:10.1038/415994a. PMID 11875559.
  55. Medillo, M.; et al. (2004). «Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds». Icarus 170 (2): 430–442. DOI:10.1016/j.icarus.2004.03.009. Bibcode2004Icar..170..430M.
  56. Grün, E.; et al. (1993). «Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft». Nature 362 (6419): 428–430. DOI:10.1038/362428a0. Bibcode1993Natur.362..428G.
  57. Zook, H. A.; et al. (1996). «Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories». Science 274 (5292): 1501–1503. DOI:10.1126/science.274.5292.1501. PMID 8929405. Bibcode1996Sci...274.1501Z.
  58. Grün, E.; et al. (1996). «Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter». Science 274 (5286): 399–401. DOI:10.1126/science.274.5286.399. Bibcode1996Sci...274..399G.
  59. 1 2 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.
  60. Schubert J. et al.' Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites. // Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere / F. Bagenal et al.. — Cambridge University Press, 2004. — P. 281–306. — ISBN 978-0-521-81808-7
  61. 1 2 Anderson, J. D.; et al. (2001). «Io's gravity field and interior structure». J. Geophys. Res. 106 (E12): 32963–32969. DOI:10.1029/2000JE001367. Bibcode2001JGR...10632963A.
  62. Kivelson, M. G.; et al. (2001). «Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000». J. Geophys. Res. 106 (A11): 26121–26135. DOI:10.1029/2000JA002510. Bibcode2001JGR...10626121K.
  63. Perry, J.; et al. (2007). «A Summary of the Galileo mission and its observations of Io». In Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 35-59.
  64. Sohl, F.; et al. (2002). «Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites». Icarus 157 (1): 104–119. DOI:10.1006/icar.2002.6828. Bibcode2002Icar..157..104S.
  65. Kuskov, O. L.; V. A. Kronrod (2001). «Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites». Icarus 151 (2): 204–227. DOI:10.1006/icar.2001.6611. Bibcode2001Icar..151..204K.
  66. 1 2 3 4 Moore W. B. et al.' The Interior of Io. // Io after Galileo / R. M. C. Lopes and J. R. Spencer. — Springer-Praxis, 2007. — P. 89–108. — ISBN 3-540-34681-3
  67. NASA's Galileo Reveals Magma 'Ocean' Beneath Surface of Jupiter's Moon, Science Daily (May 12, 2011).
  68. Perry, J. Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean. The Gish Bar Times (21 January 2010). Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012. Проверено 22 января 2010.
  69. Jaeger, W. L.; et al. (2003). «Orogenic tectonism on Io». J. Geophys. Res. 108 (E8): 12–1. DOI:10.1029/2002JE001946. Bibcode2003JGRE..108.5093J.
  70. 1 2 3 Солнечная система. Вулканизм на телах Солнечной системы. Соросовская Энциклопедия, Глоссарий Astronet.ru. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  71. Yoder, C. F.; et al. (1979). «How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks». Nature 279 (5716): 767–770. DOI:10.1038/279767a0. Bibcode1979Natur.279..767Y.
  72. Britt, Robert Roy. Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color, Space.com (March 16, 2000). Проверено 25 июля 2007.
  73. Попов Леонид Учёные составили первую полную геологическую карту Ио. membrana.ru (20.03.2012). Архивировано из первоисточника 31 мая 2012.
  74. 1 2 Carlson R. W.; et al.' Io's surface composition // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — P. 194–229. — ISBN 3-540-34681-3
  75. Spencer, J.; et al. (2000). «Discovery of Gaseous S2 in Io's Pele Plume». Science 288 (5469): 1208–1210. DOI:10.1126/science.288.5469.1208. PMID 10817990. Bibcode2000Sci...288.1208S.
  76. Douté, S.; et al. (2004). «Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS». Icarus 169 (1): 175–196. DOI:10.1016/j.icarus.2004.02.001. Bibcode2004Icar..169..175D.
  77. 1 2 3 4 Radebaugh, D.; et al. (2001). «Paterae on Io: A new type of volcanic caldera?». J. Geophys. Res. 106 (E12): 33005–33020. DOI:10.1029/2000JE001406. Bibcode2001JGR...10633005R.
  78. Keszthelyi, L.; et al. (2004). «A Post-Galileo view of Io's Interior». Icarus 169 (1): 271–286. DOI:10.1016/j.icarus.2004.01.005. Bibcode2004Icar..169..271K.
  79. Perry, J. E.; et al. (2003). "Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001" (PDF). LPSC XXXIV. Abstract #1720. 
  80. Radebaugh, J.; et al. (2004). «Observations and temperatures of Io's Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images». Icarus 169 (1): 65–79. DOI:10.1016/j.icarus.2003.10.019. Bibcode2004Icar..169...65R.
  81. 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. DOI:10.1016/j.icarus.2006.09.022. Bibcode2007Icar..186..448H.
  82. Keszthelyi, L.; et al. (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. DOI:10.1029/2000JE001383. Bibcode2001JGR...10633025K.
  83. 1 2 Keszthelyi, L.; et al. (2007). «New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior». Icarus 192 (2): 491–502. DOI:10.1016/j.icarus.2007.07.008. Bibcode2007Icar..192..491K.
  84. Roesler, F. L.; et al. (1999). «Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS» (fee required). Science 283 (5400): 353–357. DOI:10.1126/science.283.5400.353. PMID 9888844. Bibcode1999Sci...283..353R.
  85. 1 2 3 Geissler, P. E.; et al. (1999). «Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io» (fee required). Science 285 (5429): 870–4. DOI:10.1126/science.285.5429.870. PMID 10436151. Bibcode1999Sci...285..870G.
  86. McEwen, A. S.; Soderblom, L. A. (1983). «Two classes of volcanic plume on Io». Icarus 58 (2): 197–226. DOI:10.1016/0019-1035(83)90075-1. Bibcode1983Icar...55..191M.
  87. Clow, G. D.; Carr, M. H. (1980). «Stability of sulfur slopes on Io». Icarus 44 (2): 268–279. DOI:10.1016/0019-1035(80)90022-6. Bibcode1980Icar...44..268C.
  88. 1 2 Schenk, P. M.; Bulmer, M. H. (1998). «Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements». Science 279 (5356): 1514–1517. DOI:10.1126/science.279.5356.1514. PMID 9488645. Bibcode1998Sci...279.1514S.
  89. McKinnon, W. B.; et al. (2001). «Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting». Geology 29 (2): 103–106. DOI:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2. Bibcode2001Geo....29..103M.
  90. Tackley, P. J. (2001). «Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows». J. Geophys. Res. 106 (E12): 32971–32981. DOI:10.1029/2000JE001411. Bibcode2001JGR...10632971T.
  91. 1 2 Schenk, P. M.; et al. (2004). «Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io». Icarus 169 (1): 98–110. DOI:10.1016/j.icarus.2004.01.015. Bibcode2004Icar..169...98S.
  92. Moore, J. M.; et al. (2001). «Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view». J. Geophys. Res. 106 (E12): 33223–33240. DOI:10.1029/2000JE001375. Bibcode2001JGR...10633223M.
  93. 1 2 3 4 5 6 7 Lellouch E.; et al.' Io's atmosphere // Io after Galileo / Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. — Springer-Praxis, 2007. — P. 231–264. — ISBN 3-540-34681-3
  94. 1 2 3 4 5 Walker, A. C.; et al. (2010). «A Comprehensive Numerical Simulation of Io’s Sublimation-Driven Atmosphere». Icarus press (1). DOI:10.1016/j.icarus.2010.01.012. Bibcode2010Icar..207..409W.
  95. Spencer, A. C.; et al. (2005). «Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io’s SO2 atmosphere». Icarus 176 (2): 283-304. DOI:10.1016/j.icarus.2005.01.019. Bibcode2005Icar..176..283S.
  96. 1 2 3 Moullet, A.; et al. (2010). «Simultaneous mapping of SO2, SO, NaCl in Io’s atmosphere with the Submillimeter Array». Icarus press (1). DOI:10.1016/j.icarus.2010.02.009. Bibcode2010Icar..208..353M.
  97. Feaga, L. M.; et al. (2009). «Io’s dayside SO2 atmosphere». Icarus 201 (2): 570-584. DOI:10.1016/j.icarus.2009.01.029. Bibcode2009Icar..201..570F.
  98. Spencer, John Aloha, Io. The Planetary Society Blog. The Planetary Society (8 June 2009). Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012. Проверено 7 марта 2010.
  99. Moore, C. H.; et al. (2009). «1-D DSMC simulation of Io’s atmospheric collapse and reformation during and after eclipse». Icarus 201 (2): 585–597. DOI:10.1016/j.icarus.2009.01.006. Bibcode2009Icar..201..585M.
  100. Retherford, K. D.; et al. (2000). «Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions». J. Geophys. Res. 105 (A12): 27,157–27,165. DOI:10.1029/2000JA002500. Bibcode2000JGR...10527157R.

Cм. также

Ссылки


Wikimedia Foundation. 2010.

Смотреть что такое "Ио (спутник)" в других словарях:

  • Спутник — Спутник: Содержание 1 Наука и техника 1.1 Космос 1.2 Техника …   Википедия

  • Спутник-1 — Простейший Спутник 1 (ПС 1) …   Википедия

  • Спутник-2 — Простейший Спутник 2 (ПС 2) Модель Спутника 2 в Политехническом музее России Спутник Земли …   Википедия

  • Спутник-3 — Объект Д …   Википедия

  • Спутник-5 — Восток 1 № 2, «Корабль Спутник 2» Заказчик …   Википедия

  • Спутник-4 — Восток 1П, «Корабль Спутник 1» Производитель …   Википедия

  • Спутник-6 — Восток 1 № 3, «Корабль Спутник 3» Заказчик …   Википедия

  • Спутник-7 — Тяжелый спутник 01 Заказчик …   Википедия

  • Спутник (мотобольный клуб, Октябрьское) — Спутник Октябрьское Полное название Мотобольный клуб «Спутник» (Октябрьское) Основан 1964 Начальник команды …   Википедия

  • Спутник-5-1 — Восток 1 № 1, «Корабль Спутник» Заказчик …   Википедия

  • Спутник-7-1 — Восток 1 № 4, «Корабль Спутник» Заказчик …   Википедия

Книги

Другие книги по запросу «Ио (спутник)» >>