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 1999 年にガリレオ宇宙船から撮影されたイオの鮮明なカラー画像。 | |||||||||
| 発見 | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 発見者 | ガリレオ・ガリレイ | ||||||||
| 発見日 | 1610年1月8日[1] | ||||||||
| 指定 | |||||||||
| 発音 | / ˈ aɪ . oʊ / [2]またはギリシャ語ラテン語Īō( / ˈ iː . oʊ /と近似)[要出典] | ||||||||
名前の由来 | ああ | ||||||||
| ジュピターI | |||||||||
| 形容詞 | イオニア語/ aɪ ˈ oʊ n i ə n / [3] [4] | ||||||||
| 軌道特性 | |||||||||
| 近点 | 420,000 km（0.002 808 AU ) | ||||||||
| 遠点 | 423 400 km (0.002 830 AU ) | ||||||||
平均軌道半径 | 421 700 km (0.002 819 AU ) | ||||||||
| 偏心 | 0.004 031 3019 | ||||||||
| 1.769 137 786 日(152 853 .5047 秒、42.459 306 86 時間) | |||||||||
平均軌道速度 | 17.334 km/s | ||||||||
| 傾斜 | 0.05°（木星の赤道まで） 2.213°（黄道まで） | ||||||||
| 衛星の | 木星 | ||||||||
| グループ | ガリレオ月 | ||||||||
| 身体的特徴 | |||||||||
| 寸法 | 3,660.0 × 3,637.4 × 3,630.6 km [5] | ||||||||
| 1 821 .6 ± 0.5 km (0.28592 地球) [6] | |||||||||
| 41 698 064 .7357 km 2 (0.082 地球) | |||||||||
| 音量 | 2.531 906 4907 × 10 10 km 3 (0.023 地球) | ||||||||
| 質量 | (8.931 938 ± 0.000 018 ) × 10 22 kg (0.015 地球) [6] | ||||||||
平均密度 | 3.528 ± 0.006 g/cm3 （ 0.639地球）[6] | ||||||||
| 1.796 502 844 m/s 2 (0.1831923077 g ) | |||||||||
| 0.378 24 ± 0.000 22 [7] | |||||||||
| 2,558.3174910781 メートル/秒 | |||||||||
| 同期 | |||||||||
赤道回転速度 | 時速271キロ | ||||||||
北極赤経 | 268.05° [8] | ||||||||
北極の偏角 | 64.50° [8] | ||||||||
| アルベド | 0.63 ± 0.02 [6] | ||||||||
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| 5.02 (反対) [10] | |||||||||
| 1.2秒角[11] | |||||||||
| 雰囲気 | |||||||||
表面圧力 | 0.5～4mPa（4.93 × 10-9 ～ 3.95 × 10-8 気圧） | ||||||||
| 体積構成 | 二酸化硫黄90% | ||||||||
イオ（/ ˈ aɪ . oʊ /）、または木星Iは、木星の4つのガリレオ衛星のうち最も内側にあり、2番目に小さい。地球の月よりわずかに大きいイオは、太陽系で4番目に大きい衛星であり、どの衛星よりも密度が高く、どの衛星よりも表面重力が強く、太陽系の既知の天体の中で原子比で水の量が最小である。イオは1610年にガリレオ・ガリレイによって発見され、ゼウスの愛人の一人となったヘラの巫女である神話の登場人物イオにちなんで名付けられた。
イオは400を超える活火山を擁し、太陽系で最も地質学的に活発な天体である。[12] [13] [14]この激しい地質活動は、イオが木星と他のガリレオ衛星であるエウロパ、ガニメデ、カリストの間に引っ張られる際にイオ内部で発生する摩擦による潮汐加熱の結果である。いくつかの火山は硫黄と二酸化硫黄の噴煙を出し、表面から500 km (300 mi)もの高さまで上昇する。イオの表面には、イオのケイ酸塩地殻の基部での大規模な圧縮によって隆起した100を超える山々も点在している。これらの山頂のいくつかは、地球表面の最高地点であるエベレストよりも高い。 [15]主に水の氷で構成される太陽系の外縁部のほとんどの衛星とは異なり、イオは主に溶融鉄または硫化鉄の核を取り囲むケイ酸塩岩で構成されている。イオの表面の大部分は、硫黄と二酸化硫黄の霜で覆われた広大な平原で構成されています。
イオのユニークな特徴の多くは、火山活動によるものである。火山の噴煙と溶岩流は表面を大きく変化させ、主に硫黄の同素体と化合物により、黄色、赤、白、黒、緑のさまざまな微妙な色合いで表面を染める。また、長さが500 km (300 mi) を超えるものもいくつかある広大な溶岩流も表面を特徴づけている。この火山活動によって生成された物質はイオの薄く不均一な大気を構成し、木星の広大な磁気圏の性質と放射線レベルにも大きな影響を与えている。イオの火山噴出物は木星の周りに大規模で強力なプラズマトーラスも生成し、月とその周囲に過酷な放射線環境を作り出している。[16]
イオは、17世紀と18世紀の天文学の発展に重要な役割を果たしました。1610年1月にガリレオ・ガリレイによって他のガリレオ衛星とともに発見され、この発見により、太陽系のコペルニクスモデルの採用、ケプラーの運動法則の発展、および光速の最初の測定が促進されました。1979年、2機のボイジャー宇宙船は、イオが多数の火山性地形、大きな山々、および明らかな衝突クレーターのない若い表面を持つ、地質学的に活発な世界であることを明らかにしました。ガリレオ宇宙船は、1990年代と2000年代初頭に数回の接近飛行を行い、イオの内部構造と表面組成に関するデータを取得しました。これらの宇宙船は、イオと木星の磁気圏との関係、およびイオの軌道を中心とした高エネルギー放射線のベルトの存在も明らかにしました。 2000年にはカッシーニ・ホイヘンス、 2007年にはニューホライズンズ、 2017年以降はジュノーによるさらなる観測が行われており、地球上の望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡による観測も行われている。
命名法
シモン・マリウスはガリレオ衛星の唯一の発見者ではないが、衛星の名前は採用された。 [17] 1614年に出版した『Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici』で、彼は木星の最も内側の大きな衛星に「木星の水星」や「木星系惑星の最初のもの」など、いくつかの別名を提案した。[17] [18] 1613年10月のヨハネス・ケプラーの提案に基づいて、彼はまた、各衛星にギリシャ神 ゼウスまたはローマ神話の同等物である木星の恋人にちなんで名前を付けるという命名方式を考案した。彼は木星の最も内側の大きな衛星をギリシャ神話のイオにちなんで名付けた。[19] [17]
ユピテルは、その不規則な恋愛のせいで、詩人たちから非難されている。ユピテルが密かに求愛して成功した乙女は、特に3人いる。イナコス川の娘イオ、リュカオーンのカリスト、アゲノールのエウロペである。そして、トロス王のハンサムな息子ガニュメデスがいた。詩人たちが伝説的に語っているように、ユピテルは彼を鷲の姿にとり、その背中に乗せて天に運んだ...。だから、私は最初の娘をイオ、2番目の娘をエウロペ、3番目の娘を光の威厳からガニュメデス、4番目の娘をカリストと呼んでも、間違いではないと思う... [17]
マリウスの名前は、数世紀後（20世紀半ば）まで広く採用されませんでした。[20]初期の天文学文献の多くでは、イオは一般にローマ数字の指定（ガリレオによって導入されたシステム）で「木星I」[21]または「木星の最初の衛星」と呼ばれていました。[22] [23]
この名前の慣習的な英語の発音は/ ˈ aɪ oʊ /であるが、[24]時にはより「本格的な」発音である/ ˈ iː oʊ /を試みる人もいる。[25]この名前にはラテン語でĪōと（まれに）Īōn という2つの競合する語幹がある。[26]後者は英語の形容詞形であるIonianの基礎となっている。 [27] [28] [29]
イオの特徴は、イオ神話の登場人物や場所、様々な神話の火の神、火山、太陽、雷、ダンテの 神曲の登場人物や場所にちなんで名付けられており、表面の火山性の性質にふさわしい名前である。[30]ボイジャー1号によって表面が初めて間近に見られて以来、国際天文学連合はイオの火山、山、台地、大きなアルベドの特徴に249の名前を承認している。イオのさまざまな種類の火山の特徴に使用されている承認済みの特徴のカテゴリーには、patera（「円盤」、火山性の窪地）、fluctus（「流れ」、溶岩流）、vallis（「谷」、溶岩の流れ）、活噴気中心（特定の火山で噴煙活動が火山活動の最初の兆候であった場所）がある。名前の付いた山、高原、層状地形、楯状火山には、それぞれmons、mensa (「テーブル」)、planum、tholus (「円形の」) という用語が含まれます。 [30]名前の付いた明るいアルベド領域はregioという用語を使用します。名前の付いた地形の例には、 Prometheus、 Pan Mensa 、Tvashtar Paterae、 Tsũi Goab Fluctusなどがあります。 [31]
観察履歴
イオの最初の観測は、1610年1月7日にガリレオ・ガリレイがパドヴァ大学の20倍の屈折望遠鏡を使用して行ったと報告されている。しかし、その観測では、ガリレオは望遠鏡の低倍率のためにイオとエウロパを区別することができず、2つは単一の光点として記録された。イオとエウロパは、翌日の1610年1月8日（国際天文学連合はイオの発見日として使用した）にガリレオが木星系を観測した際に初めて別々の天体として観測された。[1]イオと木星の他のガリレオ衛星の発見は、1610年3月にガリレオの『星座の報告』に掲載された。 [32] 1614年に出版されたシモン・マリウスは、ガリレオの発見の1週間前である1609年にイオと木星の他の衛星を発見したと主張した。ガリレオはこの主張に疑問を抱き、マリウスの研究を盗作として却下した。いずれにせよ、マリウスの最初の観測はユリウス暦の1609年12月29日のものであり、これはガリレオが使用したグレゴリオ暦では1610年1月8日に相当する。 [33]ガリレオがマリウスより先に研究を発表したことを考えると、ガリレオがこの発見を行ったとされている。[34]
その後2世紀半の間、イオは天文学者の望遠鏡では5等級の光点として捉えられ、未解明のままだった。17世紀には、イオと他のガリレオ衛星は、経度を決定する初期の方法[ 35]、ケプラーの惑星運動の第3法則の検証、木星と地球の間を光が移動するのに必要な時間の決定など、さまざまな目的に役立った。 [32]天文学者ジョヴァンニ・カッシーニらが作成した天体暦に基づいて、ピエール・シモン・ラプラスはイオ、エウロパ、ガニメデの共鳴軌道を説明する数学理論を作成した。[32]この共鳴は後に、3つの衛星の地質に大きな影響を与えることが判明した。[36]
19世紀後半から20世紀にかけて望遠鏡の技術が進歩したことにより、天文学者はイオの大規模な表面特徴を解像（つまり、別個の物体として見る）できるようになった。1890年代、エドワード・E・バーナードは、イオの赤道域と極域の明るさの違いを初めて観測し、これは2つの領域の色と反射率の違いによるものであり、当時同僚の天文学者ウィリアム・ピカリングが提唱した卵形や、当初バーナードが提唱した2つの別々の物体によるものではないことを正しく判定した。[22] [23] [37]その後の望遠鏡による観測で、イオの赤褐色の極域と黄白色の赤道帯がはっきりと確認された。[38]
20世紀半ばの望遠鏡による観測で、イオの異常な性質が明らかになった。分光観測では、イオの表面には水氷（他のガリレオ衛星には豊富に存在する物質）が存在しないことが示唆された。[39]同じ観測から、表面の大部分はナトリウム塩と硫黄からなる蒸発物で占められていることが示唆された。[40]電波望遠鏡による観測では、イオの公転周期に関係するデカメートル波長バーストによって実証されるように、イオが木星の磁気圏に影響を与えていることが明らかになった。 [41]
開拓
イオを通過した最初の宇宙船は、1973年12月3日と1974年12月2日のパイオニア10号と11号の探査機だった。 [42]無線追跡によりイオの質量の推定値が向上し、そのサイズに関する入手可能な最良の情報と合わせて、イオはガリレオ衛星の中で最も密度が高く、主に水氷ではなくケイ酸塩岩で構成されていることが示唆された。[43]パイオニアはまた、イオの軌道近くに薄い大気と強い放射線帯が存在することを明らかにした。パイオニア11号に搭載されたカメラは、両宇宙船によって得られたイオの唯一の良好な画像を撮影し、北極地域と黄色みがかった色合いを示した。[44]パイオニア10号の遭遇中にクローズアップ画像を撮影する予定だったが、高放射線環境のために失われた。[42]
ボイジャー
双子の探査機ボイジャー1号と2号が1979年にイオを通過したとき、より進歩した画像システムにより、はるかに詳細な画像が撮影された。ボイジャー1号は1979年3月5日に20,600 km（12,800マイル）の距離からイオを通過した。[45]接近中に送信された画像には、衝突クレーターのない奇妙で多色の風景が映し出されていた。[46] [47]最高解像度の画像には、奇妙な形の穴、エベレストよりも高い山々、火山の溶岩流に似た地形が点在する比較的若い表面が映し出されていた。[46] [48]
遭遇直後、ボイジャーの航法技師リンダ・A・モラビトは、画像の1つで表面から噴煙が上がっているのに気づいた。[49]ボイジャー1号の他の画像を分析したところ、表面に9つの噴煙が散在していることがわかり、イオが火山活動中であることがわかった。[50]この結論は、ボイジャー1号の遭遇直前にスタン・ピール、パトリック・カッセン、RTレイノルズが発表した論文で予測されていた。著者らは、イオの内部はエウロパやガニメデとの軌道共鳴によって大きな潮汐加熱を受けているはずだと計算した（このプロセスの詳細な説明については「潮汐加熱」のセクションを参照）。[51]このフライバイのデータから、イオの表面は硫黄と二酸化硫黄の霜で占められていることがわかった。これらの化合物は、イオの薄い大気とイオの軌道を中心としたプラズマのトーラス（これもボイジャーによって発見された）でも占めている。[52] [53] [54]
ボイジャー2号は1979年7月9日にイオを113万キロ（70万マイル）の距離で通過した。ボイジャー1号ほど接近はしなかったが、2機の宇宙船が撮影した画像を比較すると、遭遇から次の4か月の間に起こったいくつかの表面変化が明らかになった。さらに、ボイジャー2号が木星系を離れたときに三日月としてイオを観測したところ、3月に観測された9つの噴煙のうち7つが1979年7月にもまだ活動しており、フライバイの間に活動を停止していたのはペレ火山のみであったことが明らかになった。[55]
ガリレオ
ガリレオ宇宙船は、地球を離れて6年が経った1995年に木星に到着し、その間に行われた2機のボイジャー探査機の発見と地上観測の追跡調査を行った。イオは木星で最も放射線の強い帯に位置していたため、長時間の接近飛行は不可能だったが、ガリレオは木星系を調査する2年間の主要ミッションに向けて軌道に乗る直前に木星の近くを通過した。1995年12月7日の接近飛行では画像は撮影されなかったが、この遭遇により、太陽系内部の岩石惑星で見られるものと似た大きな鉄核の発見など、重要な成果が得られた。[56]
近接撮影ができず、機械的な問題で返されるデータの量が大幅に制限されたにもかかわらず、ガリレオの主要ミッション中にいくつかの重要な発見があった。ガリレオはピラン・パテラの大噴火の影響を観測し、火山噴火はマグネシウムを多く含む苦鉄質および超苦鉄質の珪酸塩マグマで構成されていることを確認した。[57]イオの遠景画像は主要ミッション中のほぼすべての軌道で取得され、多数の活火山（表面の冷却マグマからの熱放射と火山の噴煙の両方）、地形が大きく異なる多数の山々、およびボイジャー時代とガリレオ時代の間、およびガリレオの軌道間で起こったいくつかの表面変化が明らかになった。[58]
ガリレオのミッションは1997年と2000年の2度延長された。これらの延長ミッション中、探査機は1999年後半から2000年初頭にかけて3回、2001年後半から2002年初頭にかけて3回イオを通過した。これらの遭遇中の観測により、イオの火山や山で起こっている地質学的プロセスが明らかになり、磁場の存在が排除され、火山活動の範囲が実証された。[58]
カッシーニ
2000年12月、カッシーニ宇宙船は土星に向かう途中で木星系に短時間接近し、ガリレオとの共同観測を行った。この観測により、トヴァシュタル・パテラエに新たな煙が発見され、イオのオーロラに関する知見も得られた。[59]
新しい地平線
ニューホライズンズ宇宙船は冥王星とカイパーベルトへ向かう途中、2007年2月28日に木星系とイオを通過した。この接近中に、イオの遠方からの観測が数多く行われた。その中には、トヴァシュタルの大きな噴煙の画像も含まれており、1979年のペレの噴煙の観測以来、イオニア火山の噴煙としては最大級のものが初めて詳細に観測された。 [60] ニューホライズンズはまた、噴火の初期段階にあるギル・パテラ付近の火山や、ガリレオ以降に発生したいくつかの火山噴火の画像も撮影した。[60]
ジュノ
ジュノー探査機は2011年に打ち上げられ、2016年7月5日に木星の周回軌道に入った。ジュノーのミッションは、主に木星の内部、磁場、オーロラ、極地の大気についての理解を深めることに焦点を当てている。[61]ジュノーの54日間の軌道は、木星の極地をよりよく特徴づけ、木星の厳しい内部放射線帯への露出を制限し、木星の衛星との接近遭遇を制限するために、大きく傾斜し、大きく離心率が高い。最初のプライムミッション中にイオに最も近づいたのは2020年2月で、距離は195,000キロメートルだった。[62] 2021年6月に始まったジュノーの延長ミッションでは、ジュノーの軌道歳差運動により、木星のガリレオ衛星との接近遭遇が可能になった。[63] 2022年と2023年にイオに接近した後、ジュノーは2023年12月30日[64]と2024年2月3日[65]に高度1,500キロメートルで2回の接近フライバイを実施した。これらの接近の主な目的は、ドップラー追跡を使用してイオの重力場の理解を深め、2007年にイオが最後に接近して観測されて以来の表面の変化を調べるためにイオの表面を撮影することであった。[66]
ジュノーは数回の周回で、広角可視光カメラのジュノーカムを使って火山の噴煙を探し、近赤外線分光計と撮像装置のJIRAMを使ってイオを遠くから観測した。 [67] [62] JIRAMの近赤外線分光法はこれまでにイオ表面の二酸化硫黄の霜の大まかなマッピングや、2.1μmと2.65μmで太陽光を弱く吸収する表面のマイナーコンポーネントのマッピングを可能にした。[68]
今後のミッション
木星系に向けて今後計画されているミッションが2つある。木星氷衛星探査機（JUICE）は、欧州宇宙機関（ESA）が木星系に向けて計画しているミッションで、最終的にはガニメデ軌道に到達することになっている。[69] JUICEは2023年4月に打ち上げられ、木星への到着は2031年7月の予定である。[70] [71] JUICEはイオの近くを飛行しないが、ガニメデ軌道投入前の2年間の木星ツアー期間中に、狭角カメラなどの機器を使用してイオの火山活動を監視し、表面組成を測定する。エウロパ・クリッパーは、木星の衛星エウロパに焦点を当てたNASAの木星系への計画中のミッションである。JUICEと同様に、エウロパ・クリッパーはイオのフライバイは行わないが、遠方の火山の監視は行うと思われる。エウロパ・クリッパーは2024年10月に打ち上げられ、2030年に木星に到着する予定である。[72] [73]
イオ火山観測機（IVO）は、NASAに提案された低コストのディスカバリー級ミッションで、2020年に他の3つのミッションとともにフェーズAの調査対象に選ばれた。IVOは2029年1月に打ち上げられ、2030年代初頭から木星の周回軌道上でイオを10回フライバイする予定である。[74] [75]しかし、金星ミッションのDAVINCI+とVERITASがそれらよりも優先して選ばれた。[76]
軌道と回転
イオは木星の中心から421,700 km (262,000 mi)、雲頂から350,000 km (217,000 mi)の距離を周回している。木星のガリレオ衛星の中で最も内側にあり、その軌道はテーベとエウロパの軌道の間に位置する。木星の内側の衛星を含めると、イオは木星から5番目の衛星である。イオが木星の周りを1周するのにかかる時間はおよそ42.5時間 (1.77日) である(一晩の観測でその動きを観測できるほど速い)。イオはエウロパと2:1の平均運動軌道共鳴、ガニメデと4:1の平均運動軌道共鳴にあり、エウロパが木星を1周するごとに木星を2周し、ガニメデが1周するごとに木星を4周する。この共鳴はイオの軌道離心率（0.0041）を維持するのに役立ち、イオの地質活動の主な熱源を提供します。[51]この強制的な離心率がなければ、イオの軌道は潮汐消散によって円形になり、地質学的に活動の少ない世界につながります。[51]
他のガリレオ衛星や月と同様に、イオは公転周期と同期して自転し、一方の面をほぼ木星に向けている。この同期により、イオの経度システムが定義される。イオの本初子午線は木星近傍点で赤道と交差する。イオが常に木星に面している側は木星近傍半球と呼ばれ、常に木星と反対を向いている側は反木星半球と呼ばれる。イオが軌道を移動する方向に常に面している側は先行半球と呼ばれ、常に反対方向を向いている側は後続半球と呼ばれる。[77]
イオの表面から見ると、木星は 19.5° の弧を描き、地球の月の見かけの直径の 39 倍に見える。[引用が必要]
木星の磁気圏との相互作用
イオは木星の磁場の形成に重要な役割を果たしており、40万ボルトの電圧を発生させ、300万アンペアの電流を作り出す発電機として機能し、イオンを放出して木星の磁場を通常の2倍以上に膨らませている。[79]木星の磁気圏は、イオの薄い大気から毎秒1トンの割合でガスと塵を巻き上げている。 [80]この物質は主に、イオン化および原子化した硫黄、酸素、塩素、原子状のナトリウムとカリウム、分子状の二酸化硫黄と硫黄、塩化ナトリウムの塵で構成されている。[80] [81]これらの物質はイオの火山活動に由来し、木星の磁場や惑星間空間に逃げた物質はイオの大気から直接来ている。これらの物質は、そのイオン化状態と組成に応じて、木星の磁気圏内のさまざまな中性（非イオン化）雲や放射線帯に蓄積され、場合によっては最終的に木星系から放出される。[82]
（アートワーク; 2021年7月15日）
イオの周囲（表面からイオ半径の6倍までの距離）には、中性の硫黄、酸素、ナトリウム、カリウム原子の雲がある。これらの粒子はイオの上層大気で発生し、プラズマ トーラス（後述）内のイオンとの衝突やその他のプロセスによって励起され、イオのヒル球を満たす。ヒル球は、イオの重力が木星の重力よりも優勢な領域である。この物質の一部はイオの重力から逃れ、木星の周りを回る。20時間かけて、これらの粒子はイオから広がり、バナナ型の中性雲を形成する。この雲は、イオの軌道の内側でイオの軌道の前方、または外側でイオの軌道の後方のいずれかに、イオから木星半径の6倍まで届くことがある。[80]これらの粒子を励起する衝突プロセスでは、プラズマトーラス内のナトリウムイオンに電子が提供されることもあり、トーラスから新しい「高速」中性粒子が除去される。これらの粒子は速度（イオの軌道速度17km/sに対して70km/s）を維持し、イオから遠ざかるジェットとなって放出される。[83]
イオは、イオプラズマトーラスと呼ばれる強力な放射線の帯の中を周回している。イオン化された硫黄、酸素、ナトリウム、塩素からなるこのドーナツ型のリング内のプラズマは、イオを取り囲む「雲」内の中性原子がイオン化されて木星の磁気圏に運ばれることで発生する。 [80]中性雲内の粒子とは異なり、これらの粒子は木星の磁気圏と共回転し、木星の周りを 74 km/s で回転する。木星の磁場の他の部分と同様に、プラズマトーラスは木星の赤道 (およびイオの軌道面) に対して傾いているため、イオはプラズマトーラスの中心より下になったり、上になったりする。前述のように、これらのイオンの速度とエネルギーレベルが高いことが、イオの大気とより広範囲の中性雲から中性原子と分子が除去される一因となっている。トーラスは3つの部分から成ります。外側の「温かい」トーラスはイオの軌道のすぐ外側にあります。垂直に伸びた「リボン」と呼ばれる領域は中性ソース領域と冷却プラズマで構成され、イオから木星までの距離のあたりにあります。内側の「冷たい」トーラスはゆっくりと木星に向かって螺旋状に近づいてくる粒子で構成されています。[80]平均40日間トーラス内に留まった後、「温かい」トーラスの粒子は脱出し、木星の異常に大きい磁気圏の一部を形成し、その外向きの圧力で磁気圏を内側から膨らませています。[84]磁気圏プラズマの変化として検出されたイオからの粒子は、ニューホライズンズによって長い磁気圏尾部の奥深くまで検出されています。プラズマトーラス内の同様の変化を研究するために、研究者はそこから放出される紫外線を測定しました。このような変動はイオの火山活動（プラズマトーラスの物質の究極の発生源）の変動と明確に結び付けられてはいないが、中性ナトリウム雲ではこの関連性が確立されている。[85]
1992年に木星に遭遇した際、ユリシーズ宇宙船は木星系から噴出する塵粒の大きさの粒子の流れを検出した。[86]これらの離散的な流れの中の塵は木星から数百キロメートル毎秒以上の速度で移動し、平均粒子サイズは10μmで 、主に塩化ナトリウムで構成されている。 [81] [87]ガリレオによる塵の測定では、これらの塵の流れはイオで発生したことが示されたが、これらがイオの火山活動によるものか、表面から除去された物質によるものか、正確には不明である。[88]
イオが横切る木星の磁場は、イオ磁束管と呼ばれる電流を発生させることで、イオの大気と中性雲を木星の極域上層大気に結合させる。[80]この電流は、木星の極域でイオ・フットプリントと呼ばれるオーロラの輝きを生み出すとともに、イオの大気中にオーロラを発生させる。このオーロラ相互作用による粒子は、可視波長で木星の極域を暗くする。地球と木星に対するイオとそのオーロラ・フットプリントの位置は、私たちが見ている木星の電波放射に強い影響を及ぼし、イオが見えるときは木星からの電波信号が大幅に増加する。[41] [80]現在木星の周りを周回しているジュノー計画は、これらのプロセスの解明に役立つはずだ。イオの電離層を通過する木星の磁力線も電流を誘導し、それが今度はイオ内部に誘導磁場を作り出す。イオの誘導磁場は、イオの表面から50キロメートル下にある部分的に溶融したケイ酸塩マグマの海の中で生成されると考えられています。[89]同様の誘導磁場はガリレオによって他のガリレオ衛星でも発見されており、これらの衛星の内部にある液体の水の海の中で生成された可能性があります。[90]
地質学
イオは地球の月よりわずかに大きい。平均半径は1,821.3 km（1,131.7 mi）（月より約5%大きい）、質量は8.9319 × 10である。イオの質量は約22kg（月より約21%大きい）。形状はわずかに楕円形で、最長軸は木星に向いている。ガリレオ衛星の中では、質量と体積の両方でイオはガニメデとカリストに次ぐが、エウロパよりは上である。 [91]
インテリア
イオとエウロパは主に珪酸 塩岩と鉄から構成されており、主に水氷と珪酸塩の混合物から構成される太陽系の外縁部にある他の衛星よりも、全体的な組成は地球型惑星に近い。イオの密度は3.5275 g/cm 3 で、太陽系の通常の衛星の中で最も高く、他のガリレオ衛星（特に密度が約1.5g/cm 3 のガニメデとカリスト）よりもかなり高い。1.9 g/cm 3）であり、月よりもわずかに高い（約5.5％）。3.344 g/cm 3とエウロパの 2.989 g/cm 3。[7]ボイジャーとガリレオによるイオの質量、半径、四重極重力係数（物体内で質量がどのように分布しているかに関連する数値）の測定に基づくモデルでは、イオの内部はケイ酸塩を多く含む地殻とマントル、および鉄または硫化鉄を多く含む核に分かれていることが示唆されている。[56]イオの金属核は質量の約20%を占める。[92]核に含まれる硫黄の量に応じて、核がほぼ完全に鉄で構成されている場合は核の半径が350〜650 km（220〜400マイル）、鉄と硫黄の混合物からなる核の場合は550〜900 km（340〜560マイル）である。ガリレオの 磁力計はイオで内部の固有磁場を検出できなかったため、核は対流していないことが示唆されている。[93]
イオの内部組成のモデル化によると、マントルは少なくとも75%がマグネシウムを豊富に含む鉱物フォルステライトで構成され、 Lコンドライト隕石やLLコンドライト 隕石とほぼ同様の全体組成を持ち、鉄含有量は（シリコンと比較して）月や地球よりも高いが、火星よりも低いことが示唆されている。[94] [95]イオで観測された熱流を裏付けるために、イオのマントルの10～20%は溶融している可能性があるが、高温の火山活動が観測されている地域では溶融率が高い可能性がある。[96]しかし、2009年のガリレオ磁力計データの再解析により、イオには誘導磁場が存在することが明らかになり、地表から50km（31マイル）下にマグマの海が必要であることが示された。[89] 2011年に発表されたさらなる解析により、そのような海の直接的な証拠が示された。[97]この層は厚さ50kmと推定され、イオのマントルの約10%を占める。マグマオーシャンの温度は1,200℃に達すると推定されている。イオのマントルの部分溶融率が10～20%であるのが、このマグマオーシャンに大量の溶融ケイ酸塩が必要であることと一致するかどうかは不明である。[98]イオのリソスフェアは、イオの大規模な火山活動によって堆積した玄武岩と硫黄で構成されており、少なくとも12km（7.5マイル）の厚さがあり、おそらく40km（25マイル）未満である。[92] [99]
潮汐加熱
地球や月とは異なり、イオの内部熱の主な源は、放射性同位元素の崩壊ではなく、エウロパやガニメデとの軌道共鳴による潮汐散逸である。[ 51 ]こうした加熱は、イオと木星の距離、軌道の離心率、内部の組成、物理的状態に依存する。[96]エウロパやガニメデとのラプラス共鳴により、イオの離心率が維持され、イオ内部の潮汐散逸によって軌道が円形化することが防止される。共鳴軌道は、イオと木星との距離を維持するのにも役立っている。そうでなければ、木星で発生した潮汐により、イオは親惑星からゆっくりと外側に螺旋状に移動することになる。[100]イオが受ける潮汐力は、地球が月によって受ける潮汐力の約20,000倍強く、イオが軌道の近点と遠点にあるときの間の潮汐ふくらみの垂直方向の差は、100メートル（330フィート）にも達することがあります。[101]この変化する潮汐力によりイオ内部で生じる摩擦または潮汐散逸は、共鳴軌道がなければイオの軌道を円形にすることに使われていたでしょうが、イオ内部で著しい潮汐加熱を引き起こし、イオのマントルと核のかなりの量を溶かします。生成されるエネルギー量は、放射性崩壊のみから生成される量よりも最大200倍多いです。[12]この熱は火山活動の形で放出され、観測される高い熱流量（全球合計：0.6～1.6×10 14 W）を生み出します。[96]軌道モデルは、イオ内の潮汐加熱の量が時間とともに変化することを示唆しているが、現在の潮汐消散量は観測された熱流量と一致している。[96] [102]潮汐加熱と対流のモデルでは、潮汐エネルギー消散と表面への熱のマントル対流が同時に一致する一貫した惑星粘性プロファイルは見つかっていない。[102] [103]
イオの多くの火山に現れる熱の起源は、木星とその衛星エウロパの重力による潮汐加熱であることは一般的な合意であるが、火山は潮汐加熱で予測される位置にはない。それらは東に30〜60度シフトしている。[104]タイラーら（2015）が発表した研究では、この東へのシフトは表面下の溶岩の海によって引き起こされた可能性があると示唆している。このマグマの動きは、その粘性による摩擦を通じて余分な熱を生成する。研究の著者は、この地下の海は溶岩と固体の岩石の混合物であると考えている。[105]
太陽系の他の衛星も潮汐加熱を受けており、地下のマグマや水の海の摩擦によって追加の熱を発生させる可能性がある。地下の海で熱を発生させるこの能力は、エウロパやエンケラドゥスのような天体での生命の存在の可能性を高める。[106] [107]
表面
科学者たちは、月、火星、水星の古代の表面での経験に基づいて、ボイジャー1号が最初に撮影したイオの画像に多数の衝突クレーターが見られると予想していた。イオ表面の衝突クレーターの密度は、イオの年齢の手がかりを与えたであろう。しかし、表面には衝突クレーターがほとんどなく、代わりに高い山々、様々な形や大きさの穴、火山の溶岩流が点在する滑らかな平原で覆われていることを知って驚いた。[46]その時点で観測されたほとんどの世界と比較して、イオの表面は様々な硫黄化合物からの多種多様な色とりどりの物質で覆われていた（イオは腐ったオレンジやピザに例えられる）。[108] [109]衝突クレーターがないことは、イオの表面が地球の表面と同様に地質学的に若いことを示し、火山物質がクレーターを生成すると継続的に埋めていく。この結果は、ボイジャー1号によって少なくとも9つの活火山が観測されたことで見事に確認されました。[50]
表面構成
イオの色鮮やかな外観は、広範囲にわたる火山活動によって堆積した物質によるもので、ケイ酸塩（斜方輝石など）、硫黄、二酸化硫黄などが含まれています。[110]二酸化硫黄の霜はイオの表面全体に遍在し、白または灰色の物質で覆われた広い領域を形成しています。硫黄はイオの多くの場所でも見られ、黄色から黄緑色の領域を形成しています。中緯度および極域に堆積した硫黄は、放射線によって損傷を受けることが多く、通常は安定している環状8鎖硫黄が分解されます。この放射線損傷により、イオの赤茶色の極域が形成されます。[22]
爆発的な火山活動は、傘状の噴煙の形をとることが多く、表面を硫黄とケイ酸塩物質で覆います。イオの噴煙堆積物は、噴煙に含まれる硫黄と二酸化硫黄の量に応じて、赤や白に着色されることがよくあります。一般的に、ガスを放出する溶岩から噴火口で形成される噴煙には、より多くのS 2が含まれており、赤い「扇状」堆積物、または極端な場合には大きな（中央の噴火口から 450 km または 280 マイルを超えることが多い）赤いリングを形成します。[111]赤いリングの噴煙堆積物の顕著な例は、ペレにあります。これらの赤い堆積物は、主に硫黄（通常は 3 鎖および 4 鎖分子硫黄）、二酸化硫黄、およびおそらく塩化スルフリルで構成されています。[110]ケイ酸塩溶岩流の縁で形成される噴煙（溶岩と既存の硫黄および二酸化硫黄の堆積物の相互作用による）は、白または灰色の堆積物を生成します。[112]
成分マッピングとイオの高密度から、イオにはほとんど水が含まれていないか、まったく含まれていないことが示唆されているが、氷や水和鉱物の小さなポケットが暫定的に確認されており、最も顕著なのはギッシュ・バー山の北西斜面である。[113]イオは太陽系で知られている天体の中で最も水の量が少ない。[114]この水の不足は、太陽系の進化の初期段階では木星がイオ付近で水などの揮発性物質を追い出すほど十分に高温であったが、それより遠くではそうするほど高温ではなかったためであると考えられる。 [115]
火山活動
イオの強制軌道偏心によって生じる潮汐加熱により、イオは太陽系で最も火山活動が活発な惑星となり、数百の火山中心地と広大な溶岩流が存在する。[14]大規模な噴火の際には、数十キロメートルから数百キロメートルに及ぶ溶岩流が発生することがあり、そのほとんどは苦鉄質または超苦鉄質（マグネシウムが豊富）の玄武岩質珪酸塩溶岩である。この活動の副産物として、硫黄、二酸化硫黄ガス、珪酸塩火山砕屑物（灰など）が宇宙空間に200キロメートル（120マイル）まで吹き飛ばされ、大きな傘型の噴煙を生み出し、周囲の地形を赤、黒、白に染め、イオの不均一な大気と木星の広大な磁気圏の材料となる。[116] [82]
イオの表面にはパテラと呼ばれる火山性の窪地が点在しており、一般的には急峻な壁に囲まれた平らな底をしている。[118]これらの地形は地球のカルデラに似ているが、地球上のカルデラのように空になった溶岩室の崩壊によって形成されたのかどうかは不明である。1つの仮説では、これらの地形は火山の岩床の露出によって形成され、その上にある物質は爆破されるか岩床と一体化すると示唆されている。 [119]露出のさまざまな段階にあるパテラの例は、チャク・カマクトリ地域のガリレオの画像を使用してマッピングされている。[120]地球や火星の同様の地形とは異なり、これらの窪地は一般的にシールド火山の頂上には存在せず、通常はより大きく、平均直径は41 km (25 mi)で、最大のものは202 km (126 mi)のロキ・パテラである。[118]ロキはイオで最も強い火山でもあり、イオ全体の熱出力の平均25%を占めています。[121]形成メカニズムが何であれ、多くのパテラの形態と分布は、これらの地形が構造的に制御されており、少なくとも半分は断層や山に囲まれていることを示唆しています。[118]これらの地形は、2001年のギシュバーパテラの噴火のようにパテラの床全体に広がる溶岩流による火山噴火、または溶岩湖の形で火山噴火の現場となることがよくあります。[13] [122]イオの溶岩湖は、ペレのように継続的に反転する溶岩地殻、またはロキのように断続的に反転する地殻を持っています。[123] [124]
（2022年12月14日/左、2023年1月3日）
溶岩流はイオのもう一つの主要な火山地形である。マグマはパテラの底の噴出口や平原の割れ目から表面に噴出し、ハワイのキラウエアで見られるものと似た膨らんだ複合溶岩流を形成する。ガリレオ宇宙船からの画像により、プロメテウスやアミラニのようなイオの主要な溶岩流の多くは、古い溶岩流の上に小さな溶岩流の噴出が積み重なって生成されたことが明らかになった。 [125]イオでは、より大規模な溶岩の噴出も観測されている。例えば、プロメテウス流の先端は、 1979年のボイジャーから1996年のガリレオの最初の観測までの間に75～95km（47～59マイル）移動しました。1997年の大噴火では、 3,500km2（1,400平方マイル）以上の新鮮な溶岩が生成され、隣接するピラン・パテラの底が浸水しました。[57]
ボイジャーの画像の分析により、科学者たちはこれらの溶岩流は主に溶融硫黄のさまざまな化合物で構成されていると信じるに至った。しかし、その後の地球ベースの赤外線研究とガリレオ宇宙船の測定により、これらの溶岩流は苦鉄質から超苦鉄質の組成を持つ玄武岩質溶岩で構成されていることが示された。[126]この仮説は、イオの「ホットスポット」または熱放射場所の温度測定に基づいており、少なくとも1,300 K、一部は1,600 Kの温度を示唆している。 [127]噴火温度が2,000 Kに近づくと示唆した最初の推定[57]は、温度をモデル化するために間違った熱モデルが使用されたため、その後過大評価であることが判明した。[127] [126]
ペレ火山とロキ火山での噴煙の発見は、イオが地質学的に活発であることを示す最初の兆候でした。[49]一般的に、これらの噴煙は、硫黄や二酸化硫黄などの揮発性物質がイオの火山から1 km/s (0.62 mi/s) に達する速度で上空に噴出され、傘状のガスと塵の雲を作り出すことによって形成されます。これらの火山の噴煙で見つかる可能性のある追加物質には、ナトリウム、カリウム、塩素が含まれます。[128] [129]これらの噴煙は、2つの方法のいずれかで形成されるようです。[130]ペレによって放出されたものなどのイオの最大の噴煙は、溶解した硫黄と二酸化硫黄のガスが火山の噴火口や溶岩湖で噴出するマグマから放出され、しばしばケイ酸塩の火砕物を引きずって生成されます。[131]これらの噴煙は、表面に赤色（短鎖硫黄由来）と黒色（珪酸塩火山砕屑物由来）の堆積物を形成する。このようにして形成された噴煙は、イオで観測された噴煙の中でも最大級のものであり、直径1,000 km（620マイル）を超える赤いリングを形成する。このタイプの噴煙の例には、ペレ、トヴァシュタル、ダジボグなどがある。別のタイプの噴煙は、侵入する溶岩流が下にある二酸化硫黄の霜を蒸発させ、硫黄を空高く吹き上げるときに生成される。このタイプの噴煙は、二酸化硫黄からなる明るい円形の堆積物を形成することが多い。これらの噴煙は、高さが100 km（62マイル）未満であることが多く、イオで最も長寿命の噴煙の1つである。例としては、プロメテウス、アミラニ、マスビなどがある。噴出した硫黄化合物はイオの岩石圏の深部での硫黄の溶解度の低下により上部地殻に集中し、ホットスポットの噴火様式を決定する要因となる可能性がある。[131] [132] [133]
山
イオには100から150の山がある。これらの構造は平均6 km（3.7マイル）の高さで、南ボオサウレ山脈では最大17.5 ± 1.5 km（10.9 ± 0.9マイル）に達する。[15]山は地球の場合とは対照的に、大きく（平均的な山の長さは157 kmまたは98マイル）、地球全体の地殻構造が描かれていない孤立した構造であることが多い。[15]これらの山で観察される途方もない地形を支えるには、硫黄ではなく、主にケイ酸塩岩からなる組成が必要である。[134]
（アニメーション、JunoCam、0:14、2024 年 4 月 18 日）
イオに独特の外観を与えている広範囲にわたる火山活動にもかかわらず、イオの山々のほぼすべては地殻構造であり、火山によって形成されたものではない。代わりに、ほとんどのイオニア山脈は、リソスフェアの基部にかかる圧縮応力の結果として形成され、逆断層運動によってイオの地殻の塊が隆起し、しばしば傾く。[135]山の形成につながる圧縮応力は、火山物質が継続的に埋没することによる沈下の結果である。[135]山の世界的な分布は、火山構造の分布と逆のようであり、山は火山の少ない地域を支配し、逆もまた同様である。[136]これは、イオのリソスフェアに圧縮（山の形成を促進）と伸張（パテラの形成を促進）が支配的な大規模な地域があることを示唆している。[137]しかし、局所的には山と岩盤が互いに接していることが多く、これはマグマが山の形成時に形成された断層を利用して地表に到達することが多いことを示唆している。[118]
イオの山々（一般に周囲の平野より高くそびえる構造物）は、多様な形態をしている。台地が最も一般的である。[15]これらの構造物は、大きくて平らな頂上を持ち、表面が凸凹している台地のような形をしている。他の山々は、傾斜した地殻ブロックのようで、以前は平らだった表面からの緩やかな傾斜と、圧縮応力によって隆起した以前は地表下にあった物質からなる急な傾斜がある。どちらのタイプの山も、1つまたは複数の縁に沿って急な断崖を持つことが多い。イオの山々のうち、ほんの一握りだけが火山起源のようである。これらの山々は、小さな中央カルデラの近くに急な傾斜（6～7°）があり、縁に沿って緩い傾斜がある、小さなシールド火山に似ている。[138]これらの火山性の山々は、イオの平均的な山よりも小さいことが多く、平均して高さはわずか1～2 km（0.6～1.2マイル）、幅は40～60 km（25～37マイル）である。イオのいくつかの火山の形態から、ラ・パテラのように中央のパテラから細い流れが放射状に広がる、はるかに緩やかな斜面を持つ他のシールド火山が推測される。[138]
ほぼすべての山々は、何らかの形で崩壊の段階にあるようです。イオニア山脈の麓では大規模な地滑り堆積物が一般的で、土砂崩れが崩壊の主な形態であることを示唆しています。イオの台地や台地では、波打った縁がよく見られますが、これはイオの地殻から二酸化硫黄が浸出した結果であり、山の縁に沿って脆弱な領域を作り出しています。[139]
雰囲気
イオの大気は極めて薄く、主に二酸化硫黄（SO
2）であり、微量成分には一酸化硫黄（SO）、塩化ナトリウム（NaCl）、原子状硫黄および原子状酸素などがある。[140]大気は、時間帯、緯度、火山活動、表面の霜の量によって、密度と温度が大きく変化する。イオの最大気圧は、3.3 × 10 −5 ～ 3 × 10 −4 パスカル（Pa）、または0.3 ～ 3 nbarの範囲で、空間的にはイオの反木星半球と赤道に沿って観測され、時間的には表面の霜の温度がピークとなる午後の早い時間に観測される。[140] [141] [142]火山の噴煙の局所的なピークも観測されており、圧力は5 × 10 −4～ 40 × 10 −4 Pa（5 ～ 40 nbar）である。[53]イオの大気圧は夜側で最も低く、0.1 × 10 −7 ～ 1 × 10 −7 Pa (0.0001 ～ 0.001 nbar) まで下がります。[140] [141]イオの大気温度は、低高度では二酸化硫黄が表面の霜と蒸気圧平衡にあるため表面温度と同じで、高高度では大気密度が低いためイオのプラズマトーラス内のプラズマとイオのフラックスチューブからのジュール熱による加熱が可能になるため 1,800 K まで上がります。[140] [141]低気圧は、霜の多い地域から霜の少ない地域へ二酸化硫黄を一時的に再分配することと、プルーム物質がより厚い昼側の大気に再突入する際にプルーム堆積リングのサイズを拡大することを除いて、表面への大気の影響を制限します。[140] [141]
イオの大気中のガスは木星の磁気圏によって剥ぎ取られ、イオを取り囲む中性雲か、イオの軌道を共有しながら木星の磁気圏と共回転するイオン化粒子のリングであるイオプラズマトーラスに逃げます。 [84]このプロセスにより毎秒約1トンの物質が大気から除去されるため、常に補充する必要があります。[80 ] SO
2火山の噴煙は10イオの大気圏には、平均して毎秒4kgの二酸化硫黄が放出されているが、そのほとんどは再び表面に凝縮している。 [143]イオの大気圏の二酸化硫黄の多くは、太陽光によるSOの昇華によって維持されている。
2表面で凍結している。[144]昼側の大気は主に赤道から40°以内に限定されており、表面が最も暖かく、最も活発な火山噴煙が存在する。[145]昇華駆動の大気は、イオの大気が反木星半球で最も濃密であるという観測とも一致しており、そこではSO
2霜は最も豊富で、イオが太陽に近いときに最も密度が高い。[140] [144] [146]しかし、観測された最高密度は火山の噴煙の近くで見られたので、いくらかの火山の噴煙の寄与が必要である。[140]大気中の二酸化硫黄の密度は表面温度に直接関連しているため、イオの大気は夜間、またはイオが木星の影に入っているときに部分的に崩壊する（柱密度が約80％低下する[147]）。日食中の崩壊は、大気の最下部に一酸化硫黄の拡散層が形成されることによってある程度制限されるが、イオの夜側の大気の大気圧は、正午過ぎのピーク時よりも2～4桁低い。[141] [148]イオの大気の微量成分、例えばNaCl、SO、O、Sは、以下のいずれかに由来する。太陽の紫外線による光解離、つまりSOからの化学分解
2; または木星の磁気圏からの荷電粒子による表面堆積物のスパッタリング。 [144]
様々な研究者が、イオの大気が木星の影に入るときに表面に凍りつくと提唱している。その証拠は「日食後の増光」で、月は日食直後に霜に覆われたかのように少し明るく見えることがある。約15分後に明るさは通常に戻るが、これはおそらく霜が昇華によって消えたためである。[149] [150] [151] [152]地上の望遠鏡で見られるほか、日食後の増光はカッシーニ宇宙船に搭載された機器を使用して近赤外線波長で発見された。[153]この考えをさらに裏付ける証拠は、2013年にジェミニ天文台が木星による日食中のイオのSO2大気の崩壊とその後の再形成を直接測定したことである。[154] [155]
イオが日食を経験しているときに取得された高解像度のイオの画像には、オーロラのような輝きが表れている。[129]地球と同様に、これは大気圏に衝突する粒子放射線によるものであるが、この場合、荷電粒子は太陽風ではなく木星の磁場から来ている。オーロラは通常、惑星の磁極付近で発生するが、イオの場合は赤道付近で最も明るくなる。イオには固有の磁場がないため、イオ付近の木星の磁場に沿って移動する電子はイオの大気圏に直接影響を与える。より多くの電子が大気圏に衝突し、磁力線がイオに接する場所（つまり赤道付近）で最も明るいオーロラが発生する。なぜなら、電子が通過するガス柱はそこで最も長くなるからである。イオ上のこれらの接点に関連するオーロラは、木星の傾いた磁気双極子の向きの変化に伴って揺れるのが観測されている。[156]イオの縁に沿った酸素原子（右の画像で赤く光っている部分）とイオの夜側のナトリウム原子（同じ画像で緑色に光っている部分）からのより淡いオーロラも観測されている。[129]
参照
参考文献
- ^ ab Blue, Jennifer (2009年11月9日). 「惑星と衛星の名前と発見者」USGS.
- ^ “Io”. Lexico UK English Dictionary . Oxford University Press . 2020年2月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。
「Io」。Merriam -Webster.com 辞書。Merriam-Webster。 - ^ Kieffer, SW (1982)。「火山噴火の力学と熱力学: イオの噴煙への影響」。モリソン、デイビッド、マシューズ、ミルドレッド・シャプレー (編)。木星の衛星(PDF)。宇宙科学シリーズ。アリゾナ州ツーソン: アリゾナ大学出版局。ISBN 978-0-8165-0762-7。
- ^ Williams, DJ; et al. (1996年10月18日). 「イオとそのトーラスで測定された電子ビームとイオン組成」. Science . 274 (5286): 401–403. Bibcode :1996Sci...274..401W. doi :10.1126/science.274.5286.401. ISSN 0036-8075. PMID 8832885.
- ^ Thomas, PC; et al. (1998). 「ガリレオの縁の測定によるイオの形状」Icarus . 135 (1): 175–180. Bibcode :1998Icar..135..175T. doi : 10.1006/icar.1998.5987 .
- ^ abcd Yeomans, Donald K. (2006 年 7 月 13 日)。「惑星衛星の物理的パラメータ」。JPL 太陽系ダイナミクス。
- ^ ab Schubert, G.; Anderson, JD; Spohn, T.; McKinnon, WB (2004)。「ガリレオ衛星の内部構成、構造、ダイナミクス」。Bagenal, F.; Dowling, TE; McKinnon, WB (編)。木星：惑星、衛星、磁気圏。ニューヨーク：ケンブリッジ大学出版局。pp. 281–306。ISBN 978-0521035453. OCLC 54081598.
- ^ ab Archinal, BA; Acton, CH; A'Hearn, MF; Conrad, A.; Consolmagno, GJ; Duxbury, T.; Hestroffer, D.; Hilton, JL; Kirk, RL; Klioner, SA; McCarthy, D.; Meech, K.; Oberst, J.; Ping, J.; Seidelmann, PK (2018). 「IAU の地図座標と回転要素に関するワーキンググループ報告書: 2015」.天体力学と動的天文学. 130 (3): 22. Bibcode :2018CeMDA.130...22A. doi :10.1007/s10569-017-9805-5. ISSN 0923-2958.
- ^ Rathbun, JA; Spencer, JR; Tamppari, LK; Martin, TZ; Barnard, L.; Travis, LD (2004). 「ガリレオ光偏光計放射計 (PPR) によるイオの熱放射のマッピング」Icarus . 169 (1): 127–139. Bibcode :2004Icar..169..127R. doi :10.1016/j.icarus.2003.12.021.
- ^ 「太陽系の古典的な衛星」。Observatorio ARVAL。2011年7月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年9月28日閲覧。
- ^ “Io”. www.eso.org . 2001年12月5日. 2022年5月21日閲覧。
- ^ ab Lopes, Rosaly MC (2007)。「イオ：火山の月」。マクファデン、ルーシー・アン・アダムス、ワイスマン、ポール・R、ジョンソン、トーレンス・V（編）。太陽系百科事典（第2版）。アムステルダム・ハイデルベルグ：アカデミック・プレス。pp. 419–431。ISBN 978-0-12-088589-3。
- ^ ab Lopes, RMC; et al. (2004). 「イオの溶岩湖：2001年のフライバイ中にガリレオNIMSから観測されたイオの火山活動」Icarus . 169 (1): 140–174. Bibcode :2004Icar..169..140L. doi :10.1016/j.icarus.2003.11.013.
- ^ ソコル、ジョシュア（2019年6月26日）。「この世界は煮えたぎる地獄の風景。彼らはその爆発を見守ってきた。 - 研究者たちは木星の衛星イオの火山活動の5年間の記録を公開し、他の人たちがより多くのパターンを見つけることを期待している」ニューヨークタイムズ。 2019年6月26日閲覧。
- ^ abcd Schenk, P.; et al. (2001). 「イオ山脈：ボイジャーとガリレオによる地球規模および地質学的展望」Journal of Geophysical Research . 106 (E12): 33201–33222. Bibcode :2001JGR...10633201S. doi : 10.1029/2000JE001408 .
- ^ 「2000年2月29日、SPS 1020（宇宙科学入門）」CSUFresno.edu 2000年2月29日。2008年7月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ abcd Van Helden, Albert (1994年8月). 「木星と土星の衛星の命名」(PDF) .アメリカ天文学会歴史天文学部ニュースレター(32) . 2023年3月10日閲覧。
- ^ Marius, S. (1614). 「Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici」[1609年にベルギーの望遠鏡で発見された木星の世界]。The Observatory。39 : 367。Bibcode : 1916Obs ....39..367。
- ^ ヴァン・ヘルデン、アル (1995)。 「木星の衛星」。
- ^ マラッツィーニ、クラウディオ (2005)。 「I nomi dei satelliti di Giove: da Galileo a Simon Marius」 [木星の衛星の名前: ガリレオからシモン・マリウスまで]。Lettere Italiane (イタリア語)。57 (3): 391–407。JSTOR 26267017。
- ^ 「イオ：概要」NASA。2003年2月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年3月5日閲覧。
- ^ abc Barnard, EE (1894). 「木星の第1衛星の暗黒極と明るい赤道帯について」.王立天文学会月報. 54 (3): 134–136. Bibcode :1894MNRAS..54..134B. doi : 10.1093/mnras/54.3.134 .
- ^ ab Barnard, EE (1891). 「リック天文台の12インチ赤道儀による1890年の木星とその衛星の観測」.王立天文学会月報. 51 (9): 543–556. Bibcode :1891MNRAS..51..543B. doi : 10.1093/mnras/51.9.543 .
- ^ "Io2"。オックスフォード英語辞典（オンライン版）。オックスフォード大学出版局。 (サブスクリプションまたは参加機関のメンバーシップが必要です。) 「Io」。Lexico UK English Dictionary UK English Dictionary。オックスフォード大学出版局。2020年2月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。
「Io」。Merriam -Webster.com 辞書。Merriam-Webster。
「Io」。Dictionary.com 完全版(オンライン)。nd - ^ 「Io」。Dictionary.com Unabridged（オンライン）. nd
- ^ 属格IūsとIōnis : Io2。チャールトン・T・ルイスとチャールズ・ショート。ペルセウス・プロジェクトのラテン語辞典。
- ^ モリソン＆マシューズ（1982）木星の衛星、パート1、p.649
- ^ McEwen 他「イオの岩石圏と表面」、Schubert 他「衛星内部」、Schenk 他「年齢と内部」、Bagenal 他編 (2007) Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
- ^天文学以外では、「イオニア」は イオニアを指していると誤解される可能性が高いが、もう一方の語幹「Ioan」/ aɪ ˈ oʊ ə n /に基づく形容詞は見当たらない。
- ^ ab ブルー、ジェニファー。「惑星と衛星の特徴の命名カテゴリ」。米国地質調査所。2013年9月12日閲覧。
- ^ Blue, Jennifer (2007年6月14日). 「Io Nomenclature Table of Contents」. 米国地質調査所. 2007年6月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ abc Cruikshank, DP; Nelson, RM (2007). 「イオ探査の歴史」。Lopes, RMC; Spencer, JR (編)。ガリレオ以後のイオ。Springer-Praxis。pp. 5–33。ISBN 978-3-540-34681-4。
- ^ ヴァン・ヘルデン、アルバート (2004 年 1 月 14 日)。 「ガリレオ計画 / 科学 / シモン・マリウス」。ライス大学。
- ^ Baalke, Ron. 「ガリレオ衛星の発見」。ジェット推進研究所。1997年1月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年1月7日閲覧。
- ^ O'Connor, JJ; Robertson, EF (1997年2月). 「経度とアカデミー・ロワイヤル」. セント・アンドリュース大学. 2011年9月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年6月14日閲覧。
- ^ キーン、JT;松山勇；ビアソン、CJ;トリン、A. (2023)。 「潮汐加熱とイオの内部構造」。 RMCのロペスにて。デ・クレア、Ｋ．キーン、JT (編)。イオ: 木星の月の新しい見方。スプリンガー。 95–146ページ。ISBN 978-3-031-25669-1。
- ^ Dobbins, T.; Sheehan, W. (2004). 「木星の卵衛星の物語」. Sky & Telescope . 107 (1): 114–120. Bibcode :2004S&T...107a.114D.
- ^ Minton, RB (1973). 「イオの赤い極冠」月惑星研究所通信10 : 35–39.書誌コード:1973CoLPL..10...35M.
- ^ Lee, T. (1972). 「ガリレオ衛星のスペクトルアルベド」月惑星研究所通信9 ( 3): 179–180.書誌コード:1972CoLPL...9..179L.
- ^ Fanale, FP ; et al . (1974). 「イオ：表面蒸発岩堆積物？」。サイエンス。186 (4167): 922–925。Bibcode : 1974Sci ...186..922F。doi : 10.1126/science.186.4167.922。PMID 17730914。S2CID 205532 。
- ^ ab Bigg, EK (1964). 「木星のデカメートル放射に対する衛星イオの影響」Nature . 203 (4949): 1008–1010. Bibcode :1964Natur.203.1008B. doi :10.1038/2031008a0. S2CID 12233914.
- ^ ab Fimmel, RO; et al. (1977). 「First into the Outer Solar System」.パイオニア・オデッセイ. NASA . 2007年6月5日閲覧。
- ^ Anderson, JD; et al. (1974). 「パイオニア10号のドップラー追跡による木星系の重力パラメータ」. Science . 183 (4122): 322–323. Bibcode :1974Sci...183..322A. doi :10.1126/science.183.4122.322. PMID 17821098. S2CID 36510719.
- ^ 「パイオニア11号によるイオの画像」。ガリレオホームページ。1997年4月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年4月21日閲覧。
- ^ 「ボイジャーミッションの説明」NASA PDS リングノード。1997年2月19日。
- ^ abc Smith, BA; et al. (1979). 「ボイジャー1号から見た木星系」. Science . 204 (4396): 951–972. Bibcode :1979Sci...204..951S. doi :10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430. S2CID 33147728.
- ^ 「木星の衛星に色と浸食の兆候」ミルウォーキー・センチネル。ユナイテッド・プレス・インターナショナル。1979年3月6日。2ページ。[永久リンク切れ ]
- ^ Carr, MH; et al. (1980). 「イオの火山の特徴」. Nature . 280 (5725): 729–733. doi :10.1038/280729a0.
- ^ ab Morabito, LA; et al. (1979). 「現在活動中の地球外火山活動の発見」. Science . 204 (4396): 972. Bibcode :1979Sci...204..972M. doi :10.1126/science.204.4396.972. PMID 17800432. S2CID 45693338.
- ^ ab Strom, RG; et al. (1979). 「イオの火山噴火の煙」. Nature . 280 (5725): 733–736. Bibcode :1979Natur.280..733S. doi : 10.1038/280733a0 . S2CID 8798702.
- ^ abcd Peale, SJ; et al. (1979). 「潮汐消散によるイオの溶融」(PDF) . Science . 203 (4383): 892–894. Bibcode :1979Sci...203..892P. doi :10.1126/science.203.4383.892. PMID 17771724. S2CID 21271617. 2020年2月11日時点のオリジナル(PDF)よりアーカイブ。
- ^ Soderblom, LA; et al. (1980). 「イオの分光測光：ボイジャー1号の予備的結果」. Geophys. Res. Lett . 7 (11): 963–966. Bibcode :1980GeoRL...7..963S. doi :10.1029/GL007i011p00963.
- ^ ab Pearl, JC; et al. (1979). 「イオにおけるガス状 SO2 の同定とその他のガスの新しい上限」Nature . 288 (5725): 757–758. Bibcode :1979Natur.280..755P. doi : 10.1038/280755a0 . S2CID 4338190.
- ^ Broadfoot, AL; et al. (1979). 「 ボイジャー1号と木星の遭遇による極端紫外線観測」. Science . 204 (4396): 979–982. Bibcode :1979Sci...204..979B. doi :10.1126/science.204.4396.979. PMID 17800434. S2CID 1442415.
- ^ Strom, RG; Schneider, NM (1982)。「イオの火山噴火」。モリソン、D. (編)。木星の衛星。アリゾナ大学出版。pp. 598–633。ISBN 0-8165-0762-7。
- ^ ab Anderson, JD; et al. (1996). 「ガリレオの重力結果とイオの内部構造」. Science . 272 (5262): 709–712. Bibcode :1996Sci...272..709A. doi :10.1126/science.272.5262.709. PMID 8662566. S2CID 24373080.
- ^ abc McEwen, AS; et al. (1998). 「木星の衛星イオにおける高温珪酸塩火山活動」（PDF） . Science . 281 (5373): 87–90. Bibcode :1998Sci...281...87M. doi :10.1126/science.281.5373.87. PMID 9651251. S2CID 28222050. 2020年9月23日時点のオリジナル（PDF）よりアーカイブ。
- ^ ab Perry, J.; et al. (2007). 「ガリレオ計画とイオ観測の概要」。Lopes, RMC; Spencer, JR (編)。ガリレオ以後のイオ。Springer-Praxis。pp. 35–59。ISBN 978-3-540-34681-4。
- ^ Porco, CC ; et al. (2003). 「カッシーニによる木星の大気、衛星、リングの画像化」(PDF) . Science . 299 (5612): 1541–1547. Bibcode :2003Sci...299.1541P. doi :10.1126/science.1079462. PMID 12624258. S2CID 20150275.
- ^ ab Spencer, JR; et al. (2007). 「ニューホライズンズが捉えたイオ火山活動：トヴァシュタル火山の大噴火」（PDF） . Science . 318 (5848): 240–243. Bibcode :2007Sci...318..240S. doi :10.1126/science.1147621. PMID 17932290. S2CID 36446567. 2020年4月12日時点のオリジナル（PDF）よりアーカイブ。
- ^ 「ジュノー – ミッション概要」NASA . 2024年3月11日閲覧。
- ^ ab Mura, A.; et al. (2020). 「ジュノーによるイオの赤外線観測」Icarus . 341 : 113607. Bibcode :2020Icar..34113607M. doi :10.1016/j.icarus.2019.113607. S2CID 213970081.
- ^ 「NASAのジュノーミッションは未来へ拡大」2021年1月13日。 2021年2月1日閲覧。
- ^ ミラー、カトリーナ（2024年1月4日）。「木星の衛星イオの新しい画像が地獄のような火山の景観を捉える - 木星の起源を研究するために設計されたNASAのミッション、ジュノーは太陽系で最も噴火の多い世界の新しい画像を送信しました」。ニューヨークタイムズ。2024年1月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年1月4日閲覧。
- ^ 「ジュノ、2月3日に木星の火山衛星イオを2度目の接近観測へ」。2024年2月3日。 2024年3月11日閲覧。
- ^ ボルトン、スコット (2020 年 9 月 2 日)。 「Juno OPAG レポート」(PDF) 。2020 年8 月 31 日に取得。
- ^ アンダーソン、ポール・スコット（2019年1月6日）。「イオの火山を捉えたジュノーの新しい画像」。EarthSky 。 2020年2月14日閲覧。
- ^ Tosi, F.; et al. (2020). 「Juno/JIRAMによるイオの表面組成のマッピング」。Journal of Geophysical Research: Planets。125 ( 11 ): e06522。Bibcode :2020JGRE..12506522T。doi : 10.1029 / 2020JE006522。S2CID 225456943。
- ^ エイモス、ジョナサン（2012年5月2日）。「ESAが10億ユーロの木星探査機ジュースを選択」BBCニュース。
- ^ Witasse, O.; Altobelli, N.; Andres, R.; Atzei, A.; Boutonnet, A.; Budnik, F.; Dietz, A.; Erd, C.; Evill, R.; Lorente, R.; Munoz, C.; Pinzan, G.; Scharmberg, C.; Suarez, A.; Tanco, I.; Torelli, F.; Torn, B.; Vallat, C.; JUICE 科学ワーキングチーム (2021 年 7 月)。JUICE (木星氷衛星探査機): 巡航段階の計画。Europlanet Science Congress (EPSC) 2021。doi : 10.5194 /epsc2021-358。2021年8 月 28 日閲覧。
- ^ JUICE 評価研究報告書 (イエローブック)、ESA、2012 年
- ^ 「エウロパ・クリッパー・ミッション概要」ジェット推進研究所。 2022年12月22日閲覧。
- ^ ハガーティ、ノア（2024年10月14日）。「NASA、木星の氷の衛星に生命の材料があるか確認するためエウロパ・クリッパーを打ち上げる」ロサンゼルス・タイムズ。2024年10月16日閲覧。
- ^ McEwen, AS; IVO チーム (2021). イオ火山オブザーバー (IVO) (PDF) . 第 52回月惑星科学会議. 2020 年 3 月 15～19 日 . 抄録 #2548.
- ^ 「NASA、太陽系の秘密を研究するための4つのミッションを選択」NASA 2020年2月13日。
- ^ ストリックランド、アシュリー（2021年6月3日）。「NASAの2つの新たなミッションが金星の秘密を明らかにする」CNN。
- ^ Lopes, RMC; Williams, DA (2005). 「ガリレオ以後のイオ」.物理学の進歩に関する報告. 68 (2): 303–340. Bibcode :2005RPPh...68..303L. doi :10.1088/0034-4885/68/2/R02. S2CID 44208045.
- ^ Spencer, J. 「John Spencer's Astronomical Visualizations」2007年5月25日閲覧。
- ^ 「イオ：概要」。太陽系探査。NASA。2003年2月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。2014年10月29日閲覧。
- ^ abcdefgh Schneider, NM; Bagenal, F. (2007). 「イオの中性雲、プラズマトーラス、および 磁気圏相互作用」。Lopes, RMC; Spencer, JR (編)。ガリレオ後のイオ。Springer-Praxis。pp. 265–286。ISBN 978-3-540-34681-4。
- ^ ab Postberg, F.; et al. (2006). 「木星の塵流粒子の組成」Icarus . 183 (1): 122–134. Bibcode :2006Icar..183..122P. doi :10.1016/j.icarus.2006.02.001.
- ^ ab Bagenal, F.; Dols, V. (2023). 「イオの宇宙環境」。Lopes, RMC; de Kleer, K.; Keane, JT (編)。イオ：木星の衛星の新たな見方。Springer。pp. 291–322。ISBN 978-3-031-25669-1。
- ^ Burger, MH; et al. (1999). 「ガリレオによるイオナトリウムジェットのクローズアップ画像」Geophys. Res. Lett . 26 (22): 3333–3336. Bibcode :1999GeoRL..26.3333B. doi : 10.1029/1999GL003654 .
- ^ ab Krimigis, SM; et al. (2002). 「木星を囲むイオからのガス星雲」Nature . 415 (6875): 994–996. Bibcode :2002Natur.415..994K. doi : 10.1038/415994a . PMID 11875559.
- ^ Medillo, M.; et al. (2004). 「イオの火山活動による木星の拡張中性雲の制御」Icarus . 170 (2): 430–442. Bibcode :2004Icar..170..430M. doi :10.1016/j.icarus.2004.03.009.
- ^ Grün, E.; et al. (1993). 「ユリシーズ宇宙船による木星の塵流と星間粒子の発見」Nature . 362 (6419): 428–430. Bibcode :1993Natur.362..428G. doi :10.1038/362428a0. S2CID 4315361.
- ^ Zook, HA; et al. (1996). 「太陽風磁場による木星ダスト軌道の曲げ」. Science . 274 (5292): 1501–1503. Bibcode :1996Sci...274.1501Z. doi :10.1126/science.274.5292.1501. PMID 8929405. S2CID 25816078.
- ^ Grün, E.; et al. (1996). 「ガリレオの木星接近およびイオ遭遇時のダスト測定」. Science . 274 (5286): 399–401. Bibcode :1996Sci...274..399G. doi :10.1126/science.274.5286.399. S2CID 119868296.
- ^ ab クラナ、クリシャン K.;賈、献哲。キベルソン、マーガレット G.ニモ、フランシス。シューベルト、ジェラルド。ラッセル、クリストファー・T. (2011 年 6 月 3 日)。 「イオ内部に地球規模のマグマオーシャンがある証拠」。科学。332 (6034): 1186–1189。Bibcode :2011Sci...332.1186K。土井：10.1126/science.1201425。PMID 21566160。S2CID 19389957 。
- ^ Khurana, KK; et al. (1998). 「エウロパとカリストの地下海洋の証拠としての誘導磁場」Nature . 395 (6704): 777–780. Bibcode :1998Natur.395..777K. doi :10.1038/27394. PMID 9796812.
- ^ シュナイダー、NM; スペンサー、JR (2023)。「イオを理解する：4世紀の研究と驚き」。ロペス、RMC、デクレア、K.、キーン、JT（編）。イオ：木星の衛星の新たな見方。シュプリンガー。pp.9–40。ISBN 978-3-031-25669-1。
- ^ ab Anderson, JD; et al. (2001). 「イオの重力場と内部構造」J. Geophys. Res . 106 (E12): 32963–32969. Bibcode :2001JGR...10632963A. doi :10.1029/2000JE001367.
- ^ Kivelson, MG; et al. (2001). 「磁化か非磁化か：1999年と2000年のガリレオのイオへの遭遇後も曖昧さは残る」J. Geophys. Res . 106 (A11): 26121–26135. Bibcode :2001JGR...10626121K. doi : 10.1029/2000JA002510 .
- ^ Sohl, F.; et al. (2002). 「ガリレオ衛星の内部構造と化学に関するガリレオ観測の示唆」Icarus . 157 (1): 104–119. Bibcode :2002Icar..157..104S. doi :10.1006/icar.2002.6828.
- ^ Kuskov, OL; Kronrod, VA (2001). 「地球と木星の衛星のコアサイズと内部構造」Icarus . 151 (2): 204–227. Bibcode :2001Icar..151..204K. doi :10.1006/icar.2001.6611.
- ^ abcd Moore, WB; et al. (2007). 「イオの内部」。RMC Lopes、JR Spencer (編)。ガリレオ後のイオ。Springer-Praxis。pp. 89–108。ISBN 978-3-540-34681-4。
- ^ 「NASAのガリレオが木星の衛星の表面下のマグマの「海」を明らかに」。サイエンス・デイリー。2011年5月12日。
- ^ Perry, J. (2010年1月21日). 「科学：イオの誘導磁場と柔らかいマグマの海」. The Gish Bar Times .
- ^ Jaeger, WL; et al. (2003). 「イオの造山運動」J. Geophys. Res . 108 (E8): 12–1. Bibcode :2003JGRE..108.5093J. doi : 10.1029/2002JE001946 .
- ^ Yoder, CF; et al. (1979). 「イオの潮汐加熱がガリレオ軌道共鳴ロックをどのように駆動するか」Nature . 279 (5716): 767–770. Bibcode :1979Natur.279..767Y. doi :10.1038/279767a0. S2CID 4322070.
- ^ “Interplanetary Low Tide - NASA Science Mission Directorate”. 2023年6月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。2019年10月16日閲覧。
- ^ ab Lainey, V.; et al. (2009). 「天体測定観測によるイオと木星の強い潮汐消散」. Nature . 459 (7249): 957–959. Bibcode :2009Natur.459..957L. doi :10.1038/nature08108. PMID 19536258. S2CID 205217186.
- ^ Moore, WB (2003 年 8 月)。「イオの潮汐加熱と対流」。Journal of Geophysical Research。108 ( E8): 5096。Bibcode : 2003JGRE..108.5096M。doi : 10.1029 /2002JE001943。S2CID 53443229 。
- ^ Steigerwald, William (2015年9月10日). 「地下のマグマオーシャンがイオの「間違った場所にある」火山を説明できる」NASA . 2015年9月19日閲覧。
- ^ Tyler, Robert H.; Henning, Wade G.; Hamilton, Christopher W. (2015年6月). 「木星の衛星イオ内のマグマオーシャンの潮汐加熱」.アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 218 (2). 22. Bibcode :2015ApJS..218...22T. doi : 10.1088/0067-0049/218/2/22 . hdl : 11603/28862 .
- ^ Lewin, Sarah (2015年9月14日). 「木星の衛星イオのマグマオーシャンが火山の謎を解明する可能性」Space.com . 2015年9月19日閲覧。
- ^ 「カッシーニ、土星の衛星エンケラドゥスに全球規模の海洋を発見」NASA / ジェット推進研究所。2015年9月15日。 2015年9月19日閲覧。
- ^ Britt, Robert Roy (2000 年 3 月 16 日). 「Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color」. Space.com . 2000 年 8 月 18 日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ カルダー、ナイジェル（2005年）。『魔法の宇宙：現代科学のグランドツアー』オックスフォード大学出版局。215ページ。ISBN 978-0-19-280669-7。
- ^ ab Carlson, RW; et al. (2007). 「イオの表面構成」。Lopes, RMC; Spencer, JR (編)。ガリレオ以後のイオ。Springer-Praxis。pp. 194–229。ISBN 978-3-540-34681-4。
- ^ Spencer, J .; et al. (2000). 「イオのペレの噴煙でガス状のS2が発見される」。サイエンス。288 ( 5469 ): 1208–1210。Bibcode : 2000Sci ...288.1208S。doi :10.1126/science.288.5469.1208。PMID 10817990 。
- ^ Kieffer, SW; et al. (2000). 「プロメテウス：イオのさまよう煙」. Science . 288 (5469): 1204–1208. Bibcode :2000Sci...288.1204K. doi :10.1126/science.288.5469.1204. PMID 10817989.
- ^ Douté, S.; et al. (2004). 「NIMSの分析によるイオ火山周辺の地質と活動」Icarus . 169 (1): 175–196. Bibcode :2004Icar..169..175D. doi :10.1016/j.icarus.2004.02.001.
- ^ シーズ、マイケル A.; バックマン、ダナ E. (2012)。太陽系（第 8 版）。Cengage Learning。p. 514。ISBN 9781133713685。
- ^ Hadhazy, Adam (2014年3月6日). 「Alien Moons Could Bake Dry from Young Gas Giants' Hot Glow」. Astrobiology Magazine . 2015年8月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年10月28日閲覧。
{{cite news}}: CS1 メンテナンス: 不適切 URL (リンク) - ^ ケストヘイ、LP;スアー、T. (2023)。 「イオの構成」。 RMCのロペスにて。デ・クレア、Ｋ．キーン、JT (編)。イオ: 木星の月の新しい見方。スプリンガー。 211–232ページ。ISBN 978-3-031-25669-1。
- ^ 「イオのロキ・パテラを覗く（アーティストによる概念図）」NASA/JPL 2024年4月18日。 2024年4月25日閲覧。
- ^ abcd Radebaugh, D.; et al. (2001). 「イオのパテラエ：新しいタイプの火山カルデラ？」(PDF) . J. Geophys. Res . 106 (E12): 33005–33020. Bibcode :2001JGR...10633005R. doi : 10.1029/2000JE001406 .
- ^ ケストヘイ、L.;他。 (2004)。 「ガリレオ後のイオ内部の眺め」。イカロス。169 (1): 271–286。Bibcode :2004Icar..169..271K。土井：10.1016/j.icarus.2004.01.005。
- ^ デイヴィッド・ウィリアムズ;ジャニ・レイドボー。ケストヘイ、ラズロ P.マキューエン、アルフレッド S.ロペス、ロザリーMC。ドゥーテ、シルヴァン。ロナルド・グリーリー (2002)。 「ガリレオ画像データによるイオ州チャアク・カマックストリ地域の地質図」。地球物理研究ジャーナル。107 (E9): 5068。ビブコード:2002JGRE..107.5068W。土井：10.1029/2001JE001821。S2CID 41607277。
- ^ ムーア、パトリック編 (2002)。天文学百科事典。ニューヨーク：オックスフォード大学出版局。p. 232。ISBN 0-19-521833-7。
- ^ Perry, JE; et al. (2003). Gish Bar Patera, Io: 地質学と火山活動、1997–2001 (PDF) . LPSC XXXIV .クリアレイクシティ (グレーターヒューストン) . 抄録 #1720.
- ^ Radebaugh, J.; et al. (2004). 「カッシーニとガリレオ宇宙船の画像によるイオのペレ・パテラの観測と温度」Icarus . 169 (1): 65–79. Bibcode :2004Icar..169...65R. doi :10.1016/j.icarus.2003.10.019.
- ^ Howell, RR; Lopes, RMC (2007). 「ロキ火山活動の性質: ガリレオNIMSとPPRデータからの洞察」Icarus . 186 (2): 448–461. Bibcode :2007Icar..186..448H. doi :10.1016/j.icarus.2006.09.022.
- ^ Keszthelyi, L.; et al. (2001). 「ガリレオ・エウロパ・ミッションおよびガリレオ・ミレニアム・ミッションにおけるガリレオによる木星の衛星イオの火山活動の画像化」J. Geophys. Res . 106 (E12): 33025–33052. Bibcode :2001JGR...10633025K. doi :10.1029/2000JE001383.
- ^ ab Battaglia, Steven M. (2019年3月)。イオの二次硫黄流に関するJökulhlaupのようなモデル。第50回月惑星科学会議。2019年3月18～22日。テキサス州ウッドランズ。Bibcode : 2019LPI....50.1189B。LPI寄稿番号1189。
- ^ ab Keszthelyi, L.; et al. (2007). 「イオの噴火温度に関する新たな推定値：内部への影響」Icarus . 192 (2): 491–502. Bibcode :2007Icar..192..491K. doi :10.1016/j.icarus.2007.07.008.
- ^ Roesler, FL; Moos, HW; Oliversen, RJ; Woodward, Jr., RC; Retherford, KD; et al. (1999年1月). 「HST/STISによるイオの大気の遠紫外線イメージング分光法」. Science . 283 (5400): 353–357. Bibcode :1999Sci...283..353R. doi :10.1126/science.283.5400.353. PMID 9888844.
- ^ abc Geissler, PE; McEwen, AS; Ip, W.; Belton, MJS; Johnson, TV; et al. (1999年8月). 「Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io」（PDF） . Science . 285 (5429): 870–874. Bibcode :1999Sci...285..870G. doi :10.1126/science.285.5429.870. PMID 10436151. S2CID 33402233. 2019年2月20日時点の オリジナル（PDF）よりアーカイブ。
- ^ McEwen, AS; Soderblom, LA (1983年8月). 「イオの2種類の火山噴煙」. Icarus . 55 (2): 197–226. Bibcode :1983Icar...55..191M. doi :10.1016/0019-1035(83)90075-1.
- ^ ab Battaglia, Steven M.; Stewart, Michael A.; Kieffer, Susan W. (2014年6月). 「ペレのマグマ供給の硫黄溶解度モデルから推定したイオの熱（硫黄）-リソスフェアサイクル」. Icarus . 235 : 123–129. Bibcode :2014Icar..235..123B. doi :10.1016/j.icarus.2014.03.019.
- ^ Battaglia, Steven M. (2015 年 3 月)。イオ: ペレ型火山活動における硫化物液滴核形成の役割。第 46 回月惑星科学会議。2015 年 3 月 16 ～ 20 日。テキサス州ウッドランズ。Bibcode : 2015LPI....46.1044B。LPI 寄稿番号 1832。
- ^ Battaglia, Steven M. (2018年3月)。イオには不均衡なアセノスフェアがあるか? アイスランド、カトラのマグマ配管システムからの洞察。第49回月惑星科学会議。2018年3月19～23日。テキサス州ウッドランズ。Bibcode :2018LPI....49.1047B。LPI寄稿番号1047。
- ^ Clow, GD; Carr, MH (1980). 「イオの硫黄斜面の安定性」Icarus . 44 (2): 268–279. Bibcode :1980Icar...44..268C. doi :10.1016/0019-1035(80)90022-6.
- ^ ab Schenk, PM; Bulmer, MH (1998). 「イオ島の山の起源は逆断層運動と大規模土砂移動によるもの」(PDF) . Science . 279 (5356): 1514–1517. Bibcode :1998Sci...279.1514S. doi :10.1126/science.279.5356.1514. PMID 9488645. S2CID 8518290. 2019年2月19日時点のオリジナル(PDF)よりアーカイブ。
- ^ McKinnon, WB; et al. (2001). 「イオのカオス：地殻加熱、溶融、傾斜による山塊形成モデル」(PDF) .地質学. 29 (2): 103–106. Bibcode :2001Geo....29..103M. doi :10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2. S2CID 140149197. 2020年2月11日時点のオリジナル(PDF)よりアーカイブ。
- ^ Tackley, PJ (2001). 「イオのアセノスフェアにおける対流: 平均流による非均一な潮汐加熱の再分配」J. Geophys. Res . 106 (E12): 32971–32981. Bibcode :2001JGR...10632971T. doi :10.1029/2000JE001411. S2CID 130527846.
- ^ ab Schenk, PM; Wilson, RR; Davies, AG (2004). 「イオの楯状火山の地形と溶岩流のレオロジー」. Icarus . 169 (1): 98–110. Bibcode :2004Icar..169...98S. doi :10.1016/j.icarus.2004.01.015.
- ^ Moore, JM; et al. (2001). 「Landform decay and slope processes on Io: The Galileo view」(PDF) . J. Geophys. Res . 106 (E12): 33223–33240. Bibcode :2001JGR...10633223M. doi :10.1029/2000JE001375. 2019年7月18日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。2019年8月25日閲覧。
- ^ abcdefg ルルーシュ、E.;他。 (2007)。 「イオの雰囲気」。 RMCのロペスにて。および JR スペンサー編 (編)。ガリレオ後のイオ。スプリンガー・プラクシス。 231–264ページ。ISBN 978-3-540-34681-4。
- ^ abcde Walker, AC; et al. (2010). 「イオの昇華駆動大気の包括的な数値シミュレーション」Icarus . in. press (1): 409–432. Bibcode :2010Icar..207..409W. doi :10.1016/j.icarus.2010.01.012.
- ^ Spencer, AC; et al. (2005). 「イオのSO2大気における大きな経度非対称性の中間赤外線検出」(PDF) . Icarus . 176 (2): 283–304. Bibcode :2005Icar..176..283S. doi :10.1016/j.icarus.2005.01.019.
- ^ Geissler, PE; Goldstein, DB (2007). 「プルームとその堆積物」。Lopes, RMC; Spencer, JR (編)。ガリレオ後のイオ。Springer-Praxis。pp. 163–192。ISBN 978-3-540-34681-4。
- ^ abc Moullet, A.; et al. (2010). 「サブミリ波アレイによるイオの大気中のSO2、SO、NaClの同時マッピング」Icarus . press (1): 353–365. Bibcode :2010Icar..208..353M. doi :10.1016/j.icarus.2010.02.009.
- ^ フィーガ、LM;他。 （2009年）。 「イオの昼下がりSO」
2大気」。イカロス. 201 (2): 570–584. Bibcode :2009Icar..201..570F. doi :10.1016/j.icarus.2009.01.029. - ^ スペンサー、ジョン（2009年6月8日）。「アロハ、イオ」。惑星協会ブログ。惑星協会。
- ^ Tsang, CCC; Spencer, JR; Lellouch, E.; Lopez-Valverde, MA; Richter, MJ (2016年8月2日). 「木星日食におけるイオの主大気の崩壊」. Journal of Geophysical Research: Planets . 121 (8): 1400–1410. Bibcode :2016JGRE..121.1400T. doi :10.1002/2016JE005025. hdl : 10261/143708 . S2CID 19544014.
- ^ Moore, CH; et al. (2009). 「日食中および日食後のイオの大気崩壊と再形成の1次元DSMCシミュレーション」Icarus . 201 (2): 585–597. Bibcode :2009Icar..201..585M. doi :10.1016/j.icarus.2009.01.006.
- ^ Fanale, FP; et al. (1981年6月). 「イオ：SO2の凝縮/昇華が、時々報告される日食後の増光を引き起こす可能性があるか？」。地球物理学研究レター。8 (6): 625–628。Bibcode : 1981GeoRL ...8..625F。doi :10.1029/GL008i006p00625。
- ^ ネルソン、ロバート M.; 他 (1993 年 2 月)。「日食からの脱出後の木星の衛星イオの明るさ: 1981 年から 1989 年までの観測結果」。イカロス。101 ( 2 ) : 223–233。Bibcode :1993Icar..101..223N。doi :10.1006/icar.1993.1020。
- ^ ヴェヴェルカ、J.他。 （1981年7月）。 「ボイジャーはイオでの日食後の増光を探索」。イカロス。47 (1): 60-74。Bibcode :1981Icar...47...60V。土井：10.1016/0019-1035(81)90091-9。
- ^ Secosky, James J.; Potter, Michael (1994年9月)。「ハッブル宇宙望遠鏡によるイオの日食後の増光とアルベド変化の研究」。Icarus . 111 ( 1): 73–78. Bibcode :1994Icar..111...73S. doi :10.1006/icar.1994.1134.
- ^ Bellucci, Giancarlo; et al. (2004年11月). 「カッシーニ/VIMSによるイオ日食後の増光現象の観測」Icarus . 172 (1): 141–148. Bibcode :2004Icar..172..141B. doi :10.1016/j.icarus.2004.05.012.
- ^ Crowe, Robert (2016年8月2日). 「SwRIの宇宙科学者が日食中のイオの大気崩壊を観測」. サウスウェスト研究所. 2018年10月4日閲覧。
- ^ Tsang, Constantine CC; et al. (2016年8月). 「木星日食におけるイオの主大気の崩壊」(PDF) . Journal of Geophysical Research: Planets . 121 (8): 1400–1410. Bibcode :2016JGRE..121.1400T. doi :10.1002/2016JE005025. hdl : 10261/143708 . S2CID 19544014.
- ^ Retherford, KD; et al. (2000). 「イオの赤道斑点：中性紫外線放射の形態」J. Geophys. Res . 105 (A12): 27, 157–27, 165. Bibcode :2000JGR...10527157R. doi : 10.1029/2000JA002500 .
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、イオに関連するメディアがあります。
一般情報
- NASA の太陽系探査サイトにおけるイオのプロファイル
- Bill Arnett の Io ウェブページ (The Nine Planets のウェブサイトより)
- ミシガン大学の宇宙への窓からのイオの概要
- カルビン・ハミルトンの太陽系の眺めウェブサイトのイオのページ
映画
- ポール・シェンクによるイオとその他の太陽系外衛星の 3D 画像と上空飛行ビデオ
- 回転するイオの高解像度ビデオシミュレーション（Seán Doran 作）
画像
- NASA のイオ画像カタログ
- ガリレオによるイオの画像
- ニューホライズンズのイオの画像
- ニューホライズンズLORRI生画像、多数のイオ画像を含む
- ニューホライズンズのさまざまな画像装置を通して見たイオ
地図
- ガリレオとボイジャーの画像に基づく、USGS 天体地質学科学センターの Io グローバル ベースマップ
- USGS 惑星命名法ページから取得したイオの命名法と地物名が記載された地図
- Google マップによるイオのインタラクティブ マップ
追加参考文献
- 教育ウェブサイト「地球磁気圏の探査」のイオダイナモ
- NASA の木星最大の衛星に関する驚くべき発見 | 太陽系の衛星
- イオの最低表面温度がもたらす難問
- イオ山データベース
- USGS 占星地質学科学センターでのイオの可視オーロラのカッシーニ観測
- ジェイソン・ペリーの Io 関連ブログ、The Gish Bar Times
