跳转到内容

木卫一

本页使用了标题或全文手工转换
维基百科，自由的百科全书
  此条目介绍的是环绕木星运行的卫星。关于希腊神话人物，请见“伊俄”。关于同名小行星，请见“犊神星”。
木卫一
伽利略号于1999年七月所拍摄到木卫一的真实色彩影像，可见表面满布活跃的火山。
发现
发现者伽利略·伽利莱
西门·马里乌斯
发现日期1610年1月8日[1]
编号
其它名称木卫一
轨道参数
近心点420,000 公里 (0.002 807 天文单位)
远心点423,400 公里 (0.002 830 天文单位)
二次轨道半径421,700 公里 (0.002 819 天文单位)
离心率0.0041
轨道周期1.769 137 786 d (152 853.504 7 秒, 42 小时)
平均轨道速度17.334 公里/秒
轨道倾角2.21° （对黄道）
0.05°（对木星的赤道）
隶属天体木星
物理特征
大小3,660.0 × 3,637.4 × 3,630.6 公里[2]
平均半径1,821.3 公里 (0.286地球)[2]
表面积41,910,000 公里2 (0.082地球)
体积2.53×1010 公里3 (0.023地球)
质量8.9319×1022 公斤 (0.015地球)
平均密度3.528 克/厘米3
表面重力1.796 米/秒2 (0.183 G)
2.558 公里/秒
自转周期同步
赤道自转速度271 公里公里/小时
反照率0.63 ± 0.02[3]
表面温度 最低 平均 最高
K 90 110 130
视星等5.02 (冲)[4]
大气特征
表面气压微量
成分90% 二氧化硫

木卫一（英语：Io，音译为埃欧）是木星最近的卫星，属于伽利略卫星。直径为3,642公里，是太阳系第四大卫星。名字来自宙斯的一位恋人：伊俄，亦是赫拉的女祭司。

木卫一有400座的活火山，是太阳系中地质活动最活跃的天体。[5][6]木卫一内部受到木星牵引，因潮汐摩擦产生潮汐热化，使其地质活动变得极端。有些火山造成的硫和二氧化硫可以攀升到500公里（310英里）的高度。木卫一表面也有超过100座山峰，在矽酸盐的上经过多次压缩而升高，其中有些比地球上的珠穆朗玛峰还要高。[7]大多数外太阳系卫星都主要由水冰组成，但木卫一具有铁或硫化铁的熔融核心，外面的地壳主要由矽酸盐组成。木卫一表面上多数是广阔的平原，由硫和二氧化硫包覆。

木卫一特别的表面特征由其火山活动使然。火山和熔岩流对表面造成巨大变化，因产生硫的同素异形体和化合物，使其呈现黄、红、白、黑、绿色。一些熔岩流长达500公里，清楚呈现在表面上。火山活动产生的物质组成了木卫一稀薄的大气层，也大幅影响木星磁层的性质和放射水平。木卫一的火山喷出物也在木星产生一个巨大的等离子环，在自己周围造成猛烈的放射环境。木卫一每天获得约3600雷姆（36 Sv）的游离辐射。[8]

木卫一在17和18世纪的天文学中扮演了一个重要的角色，它在1610年与其他的伽利略卫星一起被伽利略发现。这个发现促成了太阳系的哥白尼模型被接受，约翰·克卜勒发展出了行星运动定律，和奥勒·罗默首先测定光速。从地球来看，在19世纪后期和20世纪初，木卫一只是一个光点，直到我们有能力解释它表面大规模的特征，例如暗红色的极区和明亮的赤道地区。在1979年，两艘航海家太空船揭露木卫一是一个地质活跃的世界，有许多火山活动的特征，大山和年轻的表面，没有明显的撞击坑。伽利略号在1990年和2000年的早期多次执行接近和飞掠过木卫一的任务，得到了木卫一内部结构和表面组成的数据资料。这些太空船也揭露了卫星和木星的磁层之间的关系，和在木卫一围绕的轨道上存在著辐射传送带，即伊俄环。木卫一每天接收的游离辐射剂量约为3,600雷姆（相当于36西弗）[9]。在2007年的前几个月，新视野号在前往冥王星的旅程中，于飞掠过木卫一时继续进行探测。

命名

参见：木卫一表面特征列表
木卫一与地球和月球的比较

当初西门·马里乌斯（Simon Marius）并不期望自己也是伽利略卫星的独立发现者，所以西门·马里乌斯把这些卫星留名。他于1614年出版《西门·马里乌斯的木星世界》，他在书中将木星最内侧的大卫星以希腊神话的木卫一来命名，她是众神之王宙斯（在罗马神话中称为朱比特）众多的恋人之一[10]。西门·马里乌斯的命名早期并未受到各界的认同与采用，一直到20世纪中叶才逐渐普遍使用。在早期绝大多数的天文文献中，木卫一都被简单的以罗马数字标示为“Jupiter I”[11]（这是伽利略建议的命名系统），或是称为“木星的第一颗卫星”[12][13]。最常用的名称则是形容词型式的名称：爱奥尼亚。

木卫一上的地型特征和地点都使用与木卫一、火、火山、太阳和雷神等各种相关神话故事，其特征和地名都来自但丁的地狱，名字都适当的对应地表火山的本质[14]。由于这些表面都是航海家1号首度看见，国际天文联合会批准了225个对于木卫一的火山、山脉、高原和高反照率地形的名字。这些核定使用木卫一的名称包括 patera：有沉积物的火山、mons：山、mensa：顶部平坦，周围陡峭的突出地、 planum：高原、tholus：小山或丘（各种不同型态的山，以型态的特征如大小、形状、和高度等使用的项目），fluctus：熔岩流、vallis：峡谷（熔岩渠道）、 regio：广阔的高反照地形和active eruptive center：先被流束活动标示的特殊火山活动的地点[14]。这些特殊地形名称的例子有普罗米修斯火山、潘平顶山、陀湿多火山口和楚耶熔岩流[15]。

观测的历史

木卫一卫星的发现者伽利略。

木卫一的第一份观测报告是伽利略在1610年1月7日提出的。木卫一和木星其它伽利略卫星的发现被发表在伽利略于的1610年3月出版的星界报告[16]。西门马里乌斯于1614出版的马里乌斯木星报中声称，他于1609年就发现了木卫一和木星的其它卫星，比伽利略早了一个星期。伽利略质疑这个声明，并且反驳马里乌斯剽窃、抄袭他的成就。因为伽利略在马里乌斯之前就发布了他的发现，而且相信马里乌斯也知道这件事。

在后来的两个半世纪，木卫一仍未被解析过，在天文学家的望远镜中仍然只是一个亮度5等的光点。在17世纪，木卫一和其他的伽利略卫星为各种各样的目的服务，像是协助船员们进行经度的测量[17]，验证克卜勒的行星运动第三定律，和测量光线在旅行在木星和地球之间的时间[16]。以卡西尼等人建立的星历表为基础，拉普拉斯创造了一种数学的理论来解释木卫一、欧罗巴、和盖尼米德的轨道共振[16]。这种共振在日后发现对这三颗卫星的地质有深远的影响。

望远镜技术的改进，使19世纪末20世纪初的天文学家有能力在解析（能看得见）出在木卫一上大区域的表面特点。在1890年代，巴纳德首先观察到木卫一的赤道和极区之间在光度上的变化，正确的测量出这两个地区的光度变化是来自颜色和反照率的不同，而不是因为木卫一呈现卵型，一如威廉·皮克林和他的同伴所主张的，而不是巴纳德最初所主张的是两个不同的天体[12][18][13]。之后的望远镜观测证实了木卫一很明确的在极区是红棕色的，而赤道带是黄白色的[19]。

在20世纪中期的望远镜观测开始注意到木卫一异常的本质。分光镜的观测暗示木卫一的表面没有水冰（在其它的伽利略卫星上被发现含量丰富的物质）[20]；同样的观测亦表面主要的成分是钠盐和硫磺[21]。电波望远镜的观测揭露了木卫一对木星的磁层有所影响，如被观察到的十米的波长爆发与木卫一的轨道周期有关[22]。

先锋号

通过木卫一附近的第一艘太空船是先锋10号和先锋11号这一对孪生的太空船，分别在1973年12月3日和1974年12月2日[23]以无线电追踪提供了木卫一质量的改善估计值、与木卫一尺寸的最佳值。认为木卫一是四颗伽利略卫星中密度最高的，主要是由矽酸盐的岩石组成，而不是水冰组成的[24]。先锋号也揭露木卫一有稀薄的大气层，轨道附近有强烈的辐射传送带。先锋11号的照相机获得的唯一一张好的照片，显示了木卫一的北极地区[25]。先锋10号原先计划在近距离的接近木卫一时拍摄照片，但是这项观测因为高辐射的环境而失败了[23]。

航海家号

航海家1号拍摄的包涵盖木卫一南极区的马赛克图

当另一对太空船航海家1号和航海家2号在1979年掠过木卫一，它们更为先进的影像系统可以获得更好的影像。航海家1号在1979年3月5日从20,600公里飞掠过这颗卫星[26]，它传回在接近的影像显露很奇怪、多彩多姿却没有撞击坑的[27]。解析度最高的影像显示出相对年轻的表面点缀著其形怪状的凹坑，山比艾佛勒斯峰还要高，还有类似熔岩流的特征。

在短暂的邂逅之后，航海家工程师琳达·蒙娜碧朵注意到在一张影像中有一个流束从表面放射出来[28]。分析航海家1号拍摄的其他影像后，总共找到9张有这种流束的照片，证实了木卫一有活跃的火山活动[29]。在航海家1号邂逅木卫一之前不久，Stan Peale、Patrick Cassen、和R. T. Reynolds曾发表了一篇论文，作者计算出因为欧罗巴和盖尼米德的轨道共振，木卫一的内部会有巨大的潮汐热化（详细的过程与解释请参见潮汐热的章节）[30]。来自这次飞掠的数据显示木卫一的表面由硫磺和二氧化硫霜控制著。这些成分也掌控著稀薄的大气层和围绕著木卫一轨道的电浆环（也是航海家发现的）[31][32][33]。

航海家2号在1979年7月9日以1,130,000公里（702,150英里）的距离掠过，虽然他没有航海家1号那么接近，比较这两艘太空船的影像显示出在这五个月内表面有一些地区发生了变化。另一方面，航海家2号在离开木星的系统时观察到木卫一呈现月牙型，并显示出在3月观测到的9个流束中的8个依然活跃著，只有佩莱火山已经熄灭了。[34]

伽利略号

伽利略号与木卫一的邂逅
日期 距离（公里）
1995年12月7日 897
1996年11月4日 244,000
1998年3月29日 252,000
1999年6月30日 127,000
1999年10月11日 611
1999年11月26日 301
2000年2月22日 198
2001年8月6日 194
2001年10月16日 184
2002年1月17日 102
2002年11月7日 45,800

伽利略号太空船从地球出发后经历了6年的航程，于1995年抵达木星，依循航海家太空船的发现和地基天文台多年的观测，继续后续的观测。木卫一的位置在木星最强烈的一条辐射带之内，阻碍了近距离长时间飞掠的观测，但是伽利略主要的任务就是研究伽利略卫星，在最初两年的任务中轨道将进入并密切的经过这些卫星。在1995年12月7日飞掠过时虽然没有获得影像，但还是有重大的结果，例如发现类似于太阳系内侧的岩石行星的巨大铁核[35]。

在伽利略的主要任务期间，尽管缺乏近距离特写的镜头和机械上的问题，还是传回来了许多的资料，并且有一些重大的发现。伽利略号观测到了皮兰火山的主要爆发，并且证实火山爆发由矽酸盐的岩浆和富含镁的铁镁质和超铁镁质成分与硫磺和二氧化硫组成，类似于地球上的水和二氧化碳所扮演的角色[36]。在任务的主要期间，几乎每一条轨道都获得了木卫一远距离的影像，显露很大数量的火山活动（来自表面和火山流束两者的岩浆冷却时都散发出辐射热），众多的山和广泛的型态学上的变化，还有在航海家和伽利略的年代之间，以及伽利略不同的轨道期间，在表面发生的变化[37]。

伽利略号的任务在1997和2000年两度的延展，在这些延长任务的期间，太空船在1999年末至2000年初，三度飞越木卫一；在2001年末至2002年初又再三度飞越。在这些遭遇时间的观察透露了木卫一的火山和山的地质过程，排除了磁场的出现，并且证实了火山运动的程度[37]。在2000年的12月，卡西尼太空船在前往土星的路程上与木星系统有过短暂的邂逅，与伽利略号联合一起观测。这次的观测在陀湿多火山口发现了一个新的流束和证实观察到了艾欧的极光[38]。

后续的观测

在伽利略号和新视野号相隔八年观察到的表面特征变化

在伽利略号之后的2003年9月，火热的困境出现在木星的大气层，地基望远镜观测到木卫一有新的火山活动。特别是来自夏威夷凯克望远镜的自适应光学仪所获取的影像，以及哈伯太空望远镜允许天文学家监测木卫一的火山活动[39][40]。这些影像使得科学家无需通过太空探测器就可监测到木卫一的火山活动。

前往冥王星和柯伊柏带的探测器新视野号于2007年2月28日途中曾接近木星和木卫一。在接近木卫一期间，它获得许多木卫一的远距离观测资料，包括陀湿多火山口的巨大流束，证实了该喷发流是自1979年在木卫一上观测到佩莱火山第一道流束来最大的火山喷流[41]。新视野号也捕捉到吉卢火山口在接近与进入早期喷发前的影样，还有一些在伽利略号探测器就曾观察到喷发的火山[41]。

目前有两个探测木星系统的计画即将执行。朱诺号太空船在2011年发射，其拍摄能力虽受到限制，但它可以使用近红外线分光仪（JIRAM）提供木卫一的火山活动。欧罗巴木星系统任务（EJSM）是美国宇航局和欧空局合作的计画，它已在2009年2月获得批准，但预定发射日期是在2020年，并将使用二艘太空船来研究木卫一：美国宇航局的木星欧罗巴轨道者和欧空局的木星盖尼米德轨道者[42]。因为这两艘太空船的主要任务是研究木星的冰卫星，所以对木卫一的观察几乎都处在较较远的距离上，木星欧罗巴轨道者在进入环木卫二轨道前的2025年和2026年间，将四度接近与飞掠过木卫一，但目前欧空局的贡献仍将面临该局其他项目的经费竞争[43]。除了美国宇航局已经批准的这两个计划外，还有几个与木卫一相关的项目被提出。一个称为木卫一火山观测者的计画将在2015年发射，它设定为发现级的任务，并将多次飞越木卫一，但这个计划目前仍在概念研究的阶段[44]。

轨道和自转

显示木卫一、欧罗巴与盖尼米德的拉普拉斯共振的动画

木卫一以距离木星中心421,700 公里（262,000 英里）的距离，也就是距离云层顶端350,000 公里（217,000 英里）的轨道绕行木星。它是木星的伽利略卫星中最内层的一颗，介于忒拜和欧罗巴之间。包括木星内侧的卫星，木卫一是从木星内侧算起的第五颗的卫星，它以42.5小时的周期绕行一周（快到足以在一个晚上就观测出它的运动）。木卫一的平均轨道周期与欧罗巴有2：1的轨道共振，和盖尼米德有4：1的轨道共振，即木卫一每绕行木星二周，欧罗巴即绕行一周；而木卫一每绕行四周，盖尼米德绕行一周。这种共振协助木卫一维持轨道离心率（0.0041），并反过来为木卫一的地质活动提供主要的热源（参见潮汐加热的章节对过程有更详细的说明）[30]。没有这强制的离心力，木卫一的轨道经由潮汐散逸，很快的就会圆化，成为一个在地质上较不活跃的世界。

像木星的其他伽利略卫星和地球的月球一样，木卫一的自转是潮汐锁定成和公转周期一致的，使它永远以同一面朝向木星。它的锁定状态也为木卫一的经度系统提供了定义的基准。木卫一的本初子午线交会于南北极并且通过赤道上的木下点；总是对著木星的这个半球称为向木半球（subjovian hemisphere），同时永远背离木星的半球称为背木半球（antijovian hemisphere）。木卫一总是朝向木星的半球在轨道上的移动被称为前导半球，而永远在相反方向上的半球被称为尾随半球[45]。

与木星磁层的交互作用

伽利略卫星的辐射剂量和地球比较
卫星 雷姆/天
木卫一 3600[9]
木卫二 540[9]
木卫三 8[9]
木卫四 0.01[9]
地球（最高） 0.07
地球（平均） 0.0007
木星磁层的概要图与被木卫一影响的成分（靠近影像的中心）：电浆环（红色），中性云（黄色），通量管（绿色）和磁场线（蓝色）[46]。

木卫一在木星磁场的塑造中扮演著重要的角色，木星的磁气层以每秒1 公吨的速率扫掠掉木卫一稀薄大气层中的气体和尘埃[47]。这些材料的主要成分是离子化和原子状态的硫磺、氧气和氯、原子的钠和钾、分子的二氧化硫和硫磺，还有氯化钠的尘土[47][48]。这些材料的来源是木卫一的火山作用，但直接从木卫一的大气层中逃逸到木星的磁气层和太空中。这些材料依据他们被电离的状态和构成，最后会在木星磁气层内的辐射带形成各式各样中性（非离子）的云彩，并在某些情况下，最后会被抛出木星的系统。

围绕著木卫一（到距离木卫一表面6倍半径之处）的是中性硫、氧、钠和钾原子的云。这些微粒起源于木卫一大气层的上部，但是遭受到电浆环中的离子碰撞和其它的过程（后面再研究）激发而进入希尔球，这是木卫一的重力凌驾木星之上的区域；但有一些物质会逃逸出木卫一的引力并且进入环绕木星的轨道。大约超过20小时的周期，这些微粒将会从木卫一延伸形成香蕉的形状，无论是在木卫一的轨道内侧伸展至前方，或是在轨道外侧落后在木卫一的后方，中性云将从木卫一延伸远达6倍木星半径之处[47]。使微粒被激发的碰撞过程偶尔也会在电浆环内提供钠离子与电子，使那些中性的物质更快速的离开电浆环。但是这些微粒仍然保持它们原有的速度（70公里/秒，相较于木卫一的轨道速度只有17公里/秒），导致这些微粒像喷射一样的率先从木卫一喷出[49]。

木卫一的轨道在被称为木卫一电浆环的强烈辐射带内。在这个环形甜甜圈形状的电浆环中是发源于环绕著木卫一的中性原子云，但被木星的磁气层游离并被运载著的硫磺、氧、钠和氯[47]。不同于中性云中的微粒，这些微粒与木星的磁气层，以74公里/秒的速度绕著木星一起运转（公转）。像木星其馀的磁场一样，电浆环对木星的赤道也有些许的倾斜（对木卫一的轨道平面亦同），这意味著木卫一有时在电浆环的上方，而有时又在电浆环的下方。如上所述，这些离子有较高的速度和能量会将木卫一大气层中不带电的原子和分子移除，使中性云扩张。环由三个部分组成：外环，是温环，驻留在木卫一的轨道之外；一个垂直延伸的区域称为丝带，由中性粒子区域和冷却中的电浆组成，位置在木卫一到木星的距离环绕著；和内环，称为冷环，由缓慢的朝向木星盘旋而去的微粒组成[47]。大约平均在环内逗留40天，微粒会从温环逃逸并造成广大的木星磁层异常，它们向外的压力使它从内向外膨胀[50]。来自木卫一的微粒，被侦测到会随著磁层内的电浆变化，并被新视野号侦测到进入了长长的磁层尾内。研究人员采用它散发的紫外线波长，研究在电浆环内相似的变化。但是这些变化未能与木卫一的火山活动明确的联结在一起（最后成为电浆环内材料的来源），而这种连结对中性钠的云很容易就建立起来[51]。

尤里西斯号太空船在1992年与木星邂逅时，侦测到来自木星系统的尘埃流 [52]。这些尘埃粒子流显然是不同的，平均的大小是10 μm，并且主要成分的是氯化钠，以每秒数百公里的速度离开木星[53][48]。由伽利略号对尘粒的测量，显示这些尘粒流起源于木卫一，但是确实的形成机制如何，是来自木卫一的火山活动，还是来自表面被移除的物质，迄今仍不清楚[54]。

木星的磁场线，被木卫一横越，但经由木卫一孳生的电流以磁流管将木卫一与木星极区的上层大气联系在一起[47]。这股电流在木星极区的大气层上引发被称为木卫一足印的灿烂极光，微粒与极光的交互作用在黑暗的木星极区中发出可见光。木卫一和它在极光中的足印在相对于木星和地球之间的有利位置时，会对木星的无线电辐射造成巨大的影响：当木卫一在可以被看见的位置时，来自木星的无线电辐射有可观的增加[47][22]。目前正在执行中的朱诺号任务，应该能帮助弄清楚这些过程。

结构

木卫一比地球的卫星月球略大一些，它的平均半径是1,821.3 公里（比月球大约5%），质量是8.9319×1022 公斤（大约比月球多21%）。它的形状略为椭球，而它最长的轴是指向木星的。在伽利略卫星中，木卫一的质量和体积都比盖尼米德和卡利斯多小，但比欧罗巴大。

内部

木卫一内部构造可能的模型，内侧是一个铁或硫化铁的核心（灰色），外面是矽酸盐的外壳（褐色）和部分熔解的矽酸盐地函（橘色）夹杂在其间

主要由矽酸盐岩石和铁组成，木卫一在外太阳系的卫星中比其他的卫星都更接近类地行星的结构主体，其它的主要由碎冰和矽酸盐混合组成。木卫一的密度为3.5275 g/cm3是太阳系的卫星中密度最高的；明显的比其他的伽利略卫星高，也比地球的月球要高[55]。根据航海家号和伽利略号测量的卫星质量、半径和四极重力系数（关于质量在内部如何分布的数值）建立的模型，建议它的内部和外部之间是有所不同的，富含矽酸盐的外壳和内部的地函，铁或硫化铁－富含在核心 [35]，金属核心的质量大约占了木卫一质量的20% [56]。依据核心中硫的含量，如果完全由铁组成，核心的半径在350至650公里（220至400英里）之间；如果由铁和硫混和组成，核心的半径则在550至900公里（310至560英里）。伽利略号的磁强计没有测出木卫一内部的磁场，所以认为核心没有对流[57]。

模型也建议木卫一内部的组成，地函至少有75%由富含镁的矿物橄榄石组成，并且有大量类似于L球粒陨石和LL球粒陨石的陨石，并且有更高的铁含量（相较于地球的卫星月球的矽，但仍比火星低）[58][59]要维持在木卫一上观察到的热流，10-20%的地函也许是溶解的，但观察到高温的火山作用地区，也许有更高的被熔解比例[60]。由于广泛的火山作用，木卫一的岩石圈主要由硫磺和玄武岩组成，它的厚度至少有12公里（7英里），但不会超过40公里（25英里）[61][56]。

潮汐加热

不同于地球和月球，木卫一内部的热源主要来自潮汐散逸而不是放射性同位素的衰变，这是木卫一的轨道与欧罗巴和盖尼米德共振的结果[30]。这样的热化与木星和木卫一的距离、轨道的离心率、它的内部构造和物理状态有关[60]。它和欧罗巴与盖尼米德的拉普拉斯共振，维系了木卫一的离心率并且防止了它因潮汐散逸而使轨道变圆。轨道共振也帮助木卫一维持到木星的距离，否则木星涌起的潮汐将导致木卫一的轨道成螺旋形的逐渐由外向内的朝母行星接近[62]。木卫一的潮汐隆起在轨道上的近木点和远木点的时刻之间有著100米（330英呎）的垂直变化。由于这种潮汐拉扯在木卫一的内部产生了摩擦或是潮汐散逸，如果没有轨道共振，这些将使得木卫一的轨道变得更圆；在木卫一的内部创造更大的潮汐加热，使这颗卫星内部更多的地函和核心被熔化。如此产生的能量大于放射性衰变的200倍[5]，这些热量以火山活动的形式被释放出来，造成在观测上看见的高热流（全球总量：0.6 至1.6×1014 瓦）[60]。它的轨道模型认为木卫一内部的潮汐加热会随著时间而改变，并且目前的热流也不是长时间平均的代表[60]。

表面

木卫一的表面图。

基于他们对月球、火星和水星等古老表面的经验，科学家预期在航海家1号传回的第地一张木卫一的影像上将看见许多的撞击坑。横跨在表面的撞击坑密度可以提供木卫一的年龄，但是，他们很惊讶的发现在表面几乎全无撞击坑，取而代之的是光滑的平原，和在表面有著各式各样大小的火山口和火山的熔岩流[27]。与是各地地被观测过的点来比较，木卫一的表面有著五颜六色的来自不同的硫磺组成的材料（比较起来木卫一的前导半球有著腐败的橘子或是披萨的颜色）[63]。缺乏撞击坑表示木卫一的表面是很年轻的，像是地球的表面；火山口被它们制造的连绵不绝的火山物质掩埋掉。在航海家1号短暂的观察下，证实了这个壮观的情景，至少有9座活火山存在著[29]。

表面的成分

木卫一的自转图，被红色的大环围绕著的是佩莱火山。

木卫一五颜六色的表面是它广泛的火山作用导致各种各样材料的结果，这些材料包含矽酸盐（例如直辉石类）、硫磺和二氧化硫 [64] 二氧化硫的霜横跨并普遍的存在于木卫一表面，形成白色或灰色材料组成的广大区域。散布在中纬度和极区的硫磺，经常受到辐射的破坏，造成稳定的8链硫磺被破坏。这种辐射的破坏使得木卫一的极区呈现红褐色。[12]

爆发的火山，经常产生伞形的流束，将表面涂装上硫磺和矽酸盐的材料。流束在木卫一表面的沉积物会依据流束内硫磺和二氧化硫数量的不同而呈现白色或红色。通常，从包含大量S2的火山形成的流束，会导致红色的扇形沉积，或是在极端的例子中，形成大的（高度达到450公里（280英里）的主要事例中）红色环[65]。一个流束形成红色圆环沉积的明显例子是裴蕾火山，这个红色的沉积主要是硫磺（通常是3或4链的硫磺分子）、二氧化硫、或者还有Cl2SO2[64]。形成在矽酸盐熔岩边缘的流束（通过熔岩和先前已经沉积的硫磺和二氧化硫）会造成灰色或白色的沉积。

由木卫一的结构图和高密度，认为木卫一没有或是只有少量的水，虽然侦测到含冰屑或含水矿物的小矿穴，最著名的是在吉什巴尔山脉（Gish Bar Mons）的西北侧[66]。水的缺乏可以归咎于木星在早期有足够的热，在太阳系的演化过程中将在木卫一附近的挥发性物质，像水，都蒸发掉了，但热不足以影响更远处的地方。

火山作用

主条目：木卫一的火山活动
参见：木卫一表面特征列表
伽利略号探测器1999年11月至2000年2月间拍摄的照片，显示陀湿多火山口区域内活动的熔岩流（空白区是原始数据已饱和的区域）。

由木卫一的轨道离心率引发的潮汐热迫使该卫星成为太阳系中火山活动最活跃的天体，有数百座火山中心和四处流窜的熔岩流。当发生大规模喷发时，成分主要为玄武岩的矽酸盐与富铁镁质或超铁镁质岩的熔岩流长度十倍于平时，可长达数百公里。做为这些活动的副产品，硫磺、二氧化流和矽酸盐碎屑等物质（像是灰烬），可被吹送至500公里（310英里）的高空中，形成巨大的伞状流束，为周围地表提供了红、黑、白等彩绘材料，并为木卫一大气层和木星广阔的磁层提供了大量的补充物。

木卫一的表面有许多由沉积物构成，被称为火山口的点[67]，火山口一般都有高耸的坑壁和较大范围的平坦表面。这些特征类似地球上的破火山口；他们是否如同地球上的表亲一样，是由一些崩塌的熔岩管所构成，但这些仍都是未知的。有一种假说认为这些地貌可已经由发掘火山形成的岩层，和被叠加进入或排除在岩层上的材料来鉴识[68]。不同于地球和火星的特征，这些沉积物没有在盾状火山中心的尖峰，并且更为巨大，它们的平均直径是41公里（25英里），最大的洛基火山口直径达到202公里（126英里）[67]。无论形成的机制是如何，许多火山口的型态学和分布状态建议这些特征是受到结构上的控制，或者至少有一半与山或断层有关[67]。这些特征通常是火山爆发的特征，可能是熔岩流横越过火山口内的平原，像是2001年吉什巴尔火山口的喷发，或是熔岩湖的形成[69][6]。在木卫一的熔岩湖有一个会持续翻转的熔岩外壳，像是裴蕾火山，或是有著翻转情节的外壳，像是洛基火山口[70][71]。

熔岩流代表木卫一另一种的主要火山地形。岩浆从火山口表面的出气孔或裂缝喷发出来，产生膨胀，形成的熔岩流类似地球上在夏威夷的启劳亚火山。来自伽利略号的影像显示木卫一许多的主要熔岩流，像是普罗米修斯火山和阿米拉尼火山，是在旧的熔岩流上产生小的断裂处上方产生新熔岩流的堆积[72]。在木卫一上也观察到够大的熔岩喷发，例如，从1979年旅行者号到1996年伽利略号的第一次观测，普罗米修斯熔岩流锋就流动了75至95公里（47至59英里）。在1997年的一次主要喷发，产生了超过3,500公里2 （1,350英里）长的新鲜熔岩流，并且充斥在邻近的皮兰火山口[36]。

新视野号的五张连续影像显示木卫一的陀湿多火山口喷出的物体高出表面达330公里。

科学家分析旅行者探测器图像后，相信这些流体主要由熔解的各种硫化物所组成。但是随后地基天文台和伽利略号的观测却显示这些流体是由玄武岩与镁铁质和超镁铁质构成的。这样的假说是依据对木卫一的"热点"进行温度测量，或是热辐射位置的结果，这些结果建议的温度至少高达1,300 K，更有高达1,600 K的点[73]，估计原始的喷发温度可以达到2,000 K[36]，但是因为当初使用错误的温度模型将温度塑造的过高，之后已经证实温度被高估了[73]

在佩莱火山和洛基火山口发现流束是证实木卫一有活跃的地质活动的一个标志[28]。通常，这些流束是硫磺和二氧化硫以每秒1公里（0.6英里）的速度从火山喷发出来所形成的，在流束中可以发现的物质还包括钠、钾和氯[74][75]。这些流束看起来是由下面二种方法中的一种形成的[76]。木卫一的流束最大的时候是当被熔化的岩浆从火山口或熔岩湖喷出硫磺和二氧化硫的时候，并经常会扯泄出矽酸盐的火山碎屑，这些流束会在表面形成红色（短链的硫磺）和黑色（矽酸盐火成岩的碎屑）的沉积物。这些流束在木卫一表面被观察到最大的是直径达到1,000公里（620英里）的红色环状沉积，例如佩莱火山、陀湿多火山口和达日博格火山口，都是由者种形式的流束造成的。另一种形式流束造成的是当熔岩流将底部的二氧化硫霜气化，将硫磺送上空中。照种形式的流束经常形成明亮的圆形二氧化硫沉积。这种形式的流束高度通常低于100公里（62英里），并且流束可以维持很长的寿命，像是普罗米修斯火山、阿米拉尼火山和产灵火山。

山脉

参见：木卫一的山脉列表
伽利略号所拍摄的高5.4公里托希尔山灰阶影像

木卫一表面有100至150座山峰，平均高度为6公里，最高的一座是位于南极的博阿索利山脉，高达17.5±1.5公里[7]。山峰通常都很巨大，平均长度是157公里，被隔绝的结构看起来没有全球性的构造模式，跟地球上的山峰一样[7]。木卫一必须要有矽酸盐岩石构成的地壳，才能支撑这些巨大的山峰，相较之下硫磺构成的地壳就不可能产生[77]。

尽管木卫一广泛的火山作用呈现出许多的特征，几乎所有的山都有来自地壳运动的结构。木卫一多数的山峰并非由火山所造成，反而是由岩石圈受到压缩应力的结果而形成，这些是经由木卫一外壳经常性的掀动和逆断层提高的[78]。导致山峰形成的压缩应力是来自火山沉积的物质不断被埋葬的结果[78]。全球性的山脉分布看起来是与火山结构相对称的；山峰分布区域只有少许的火山存在，反之亦然[79]。这建议大尺度区域的岩石圈结构何处被压缩（支持山的形成）和扩张（支持火山口的形成）所掌控[80]。区域性的，然而山和火山口经常紧靠在一起，则是当山在形成并到达表面时曾经有断层形成，而造成岩浆的侵蚀[67]。

在木卫一上的山峰（通常是周围的平原上升的结构）有各种各样的型态。高原是最普通的[7]，这种结构相似大、顶部平坦的方山与坚固的表面。其它的山看起来是被掀动的地壳，有著平缓斜坡的，是旧有的表面形成的；包括表层物质的陡坡，是下层物质受到压缩应力抬昇的结果。这两种山经常都有陡峭的陡坡形成一个或多个的边缘。在木卫一上只有几座山的源头看起来是火山，这些山类似盾状火山，坡度是平缓的（6–7°），中心有一个小的破火山口和沿著附近的浅倾斜边缘[81]。这些火山通常都比木卫一的山的平均大小为小，平均只有1至2公里（0.6至1.2英里）的高度，和40至60公里（25至37英里）宽。其它还有几个倾斜度更平缓的盾状火山，因为有熔岩流成辐射状的从中央辐射而出，才从型态学上推断是木卫一上的火山，像是拉火山结构[81]。

几乎所有的山看起来都在退化的阶段上，大形的山崩沉积是木卫一上的山的地基共同的现象，因此崩坏作用被建议是退化的主要形式。在木卫一的方山和高原共同的特征是扇贝状的边缘，这是二氧化硫从木卫一的地壳渗透，导致山的边缘区域弱化的结果[82]。

极光在木卫一的上层大气发光，不同的颜色来自大气中不同的成分（绿色来自钠原子，红色来自氧原子，蓝色来自火山的气体，像是二氧化硫）。影像是在木卫一食摄影的。

大气层

木卫一的大气层极端稀薄，只有地球大气压力的十亿分之一，主要的成分是二氧化硫[32]，而氯化钠、一氧化硫及氧也有少许[83]。稀薄的木卫一大气意味著未来以任何方式著陆木卫一的探测器都不需要安装隔热板来保护仪器，但是需要反推进火箭来进行软登陆。稀薄的大气也使得登陆的设备必需坚固得足以抗拒木星强烈的辐射，这些辐射也使稀薄的大气变得浓稠。

同样的辐射（以电浆的形式存在）也将大气剥离，所以必须经常补充大气[83]。二氧化硫最引人注目的来源是火山作用，但是大气层受到阳光持续的照射也会使冻结的二氧化硫升华。大气层主要被限制在赤道，因为该处是最温暖的，而且能够形成流束的活跃火山多数也在赤道上[84]。其它的变化也会存在，以在火山口附近的密度最高（特别是有流束的火山口），还有木卫一的反木下点（木卫一上距离木星最远的一点，那儿的二氧化硫霜的数量最丰富）[83]。

卫星拍摄的高解析影像显示，天文学家在卫星食的时候可以观察到类似辉光的极光[85]。这种现象是来自于辐射与大气层的作用，如同地球的极光。极光通常出现在行星的磁极附近，但是木卫一最明亮极光却位在赤道区域。木卫一本身没有磁场，因此，电子沿著木星的磁场接近木卫一并直接撞击到卫星的大气层。越多的电子撞击大气层，极光就越明亮，而磁力线是与卫星正切的（也就是说接近赤道），因此在那儿经过的气柱会最长。极光与木卫一上的正切点的结合被观察到的“晃动”指出木星的倾斜磁偶极场变化方向[86]。

科幻作品中的木卫一

在亚瑟·克拉克的小说《2010太空漫游》（2010: Odyssey Two, 1984年作品）中，提及发现号太空船对木卫一进行观测，其船身被火山所喷出的硫磺所覆盖。

在电视连续剧《巴比伦五号》（Babylon 5）中，木卫一是其殖民地之一。

在漫画《机动战士海盗钢弹》中，木卫一（作品中称为“伊奥”）是木星帝国的根据地的消息被泄漏给十字先锋军，因此十字先锋军决定向伊奥突击。

相关条目

参考资料

  1. ^ Blue, Jennifer. Planet and Satellite Names and Discoverers. USGS. 9 November 2009 [2018-01-08]. （原始内容存档于2018-12-25）. 
  2. ^ 2.0 2.1 Thomas, P. C.; et al.. The Shape of Io from Galileo Limb Measurements. Icarus. 1998, 135 (1): 175–180. doi:10.1006/icar.1998.5987. 
  3. ^ Yeomans, Donald K. Planetary Satellite Physical Parameters. JPL Solar System Dynamics. July 13, 2006 [2007-11-05]. （原始内容存档于2010-01-18）. 
  4. ^ Classic Satellites of the Solar System. Observatorio ARVAL. [2007-09-28]. （原始内容存档于2011年8月25日）. 
  5. ^ 5.0 5.1 Rosaly MC Lopes. Io: The Volcanic Moon. Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson (编). Encyclopedia of the Solar System. Academic Press. 2006: 419–431. ISBN 978-0120885893. 
  6. ^ 6.0 6.1 Lopes, R. M. C.; et al.. Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys. Icarus. 2004, 169: 140–174. doi:10.1016/j.icarus.2003.11.013. 
  7. ^ 7.0 7.1 7.2 7.3 Schenk, P.; et al.. The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo. Journal of Geophysical Research. 2001, 106 (E12): 33201–33222. doi:10.1029/2000JE001408. 
  8. ^ 2000 February 29, SPS 1020 (Introduction to Space Sciences). CSUFresno.edu. 29 February 2000. （原始内容存档于25 July 2008）. 
  9. ^ 9.0 9.1 9.2 9.3 9.4 Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Introduction to Space Sciences). California State University, Fresno. 2000-02-28 [2009-07-04]. （原始内容存档于2008-07-25）. 
  10. ^ Marius, S. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. 1614 [2009-05-13]. （原始内容存档于2011-08-25）.  (in which he attributes the suggestion （页面存档备份，存于互联网档案馆） to Johannes Kepler)
  11. ^ Io: Overview. NASA. [March 5, 2012]. （原始内容存档于2014-03-28）. 
  12. ^ 12.0 12.1 12.2 Barnard, E. E. On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1894, 54 (3): 134–136 [2009-05-14]. （原始内容存档于2016-06-04）. 
  13. ^ 13.0 13.1 Barnard, E. E. Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1891, 51 (9): 543–556 [2009-05-14]. （原始内容存档于2016-06-04）. 
  14. ^ 14.0 14.1 Blue, Jennifer. Categories for Naming Features on Planets and Satellites. USGS. October 16, 2006 [2007-06-14]. （原始内容存档于2011-08-25）. 
  15. ^ Blue, Jennifer. Io Nomenclature Table of Contents. USGS. June 14, 2007 [2007-06-14]. （原始内容存档于2007-06-29）. 
  16. ^ 16.0 16.1 16.2 Cruikshank, D. P.; and Nelson, R. M. A history of the exploration of Io. Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (编). Io after Galileo. Springer-Praxis. 2007: 5–33. ISBN 3-540-34681-3. 
  17. ^ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. Longitude and the Académie Royale. University of St. Andrews. February 1997 [2007-06-14]. （原始内容存档于2011-08-25）. 
  18. ^ Dobbins, T.; and Sheehan, W. The Story of Jupiter's Egg Moons. Sky & Telescope. 2004, 107 (1): 114–120. 
  19. ^ Minton, R. B. The Red Polar Caps of Io. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 1973, 10: 35–39 [2009-05-14]. （原始内容存档于2016-06-04）. 
  20. ^ Lee, T. Spectral Albedos of the Galilean Satellites. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 1972, 9 (3): 179–180 [2009-05-14]. （原始内容存档于2016-06-04）. 
  21. ^ Fanale, F. P.; et al.. Io: A Surface Evaporite Deposit?. Science. 1974, 186 (4167): 922–925. PMID 17730914. doi:10.1126/science.186.4167.922. 
  22. ^ 22.0 22.1 Bigg, E. K. Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission. Nature. 1964, 203: 1008–1010. doi:10.1038/2031008a0. 
  23. ^ 23.0 23.1 Fimmel, R. O.; et al.. First into the Outer Solar System. Pioneer Odyssey. NASA. 1977 [2007-06-05]. （原始内容存档于2011-08-25）. 
  24. ^ Anderson, J. D.; et al.. Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10. Science. 1974, 183: 322–323. 
  25. ^ Pioneer 11 Images of Io. Galileo Home Page. [2007-04-21]. （原始内容存档于2011-08-25）. 
  26. ^ Voyager Mission Description. NASA PDS Rings Node. 1997-02-19 [2007-04-21]. （原始内容存档于2014-04-28）. 
  27. ^ 27.0 27.1 Smith, B. A.; et al.. The Jupiter system through the eyes of Voyager 1. Science. 1979, 204: 951–972. doi:10.1126/science.204.4396.951. 
  28. ^ 28.0 28.1 Morabito, L. A.; et al.. Discovery of currently active extraterrestrial volcanism. Science. 1979, 204: 972. doi:10.1126/science.204.4396.972. 
  29. ^ 29.0 29.1 Strom, R. G.; et al.. Volcanic eruption plumes on Io. Nature. 1979, 280: 733–736. doi:10.1038/280733a0. 
  30. ^ 30.0 30.1 30.2 Peale, S. J.; et al.. Melting of Io by Tidal Dissipation. Science. 1979, 203: 892–894. doi:10.1126/science.203.4383.892. 
  31. ^ Soderblom, L. A.; et al.. Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results. Geophys. Res. Lett. 1980, 7: 963–966. doi:10.1029/GL007i011p00963. 
  32. ^ 32.0 32.1 Pearl, J. C.; et al.. Identification of gaseous SO
    2     and new upper limits for other gases on Io. Nature. 1979, 288: 757–758. doi:10.1038/280755a0.     
  33. ^ Broadfoot, A. L.; et al.. Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter. Science. 1979, 204: 979–982. doi:10.1126/science.204.4396.979. 
  34. ^ Strom, R. G.; Schneider, N. M. Volcanic eruptions on Io. Morrison, D. (编). Satellites of Jupiter. University of Arizona Press. 1982: 598–633. ISBN 0-8165-0762-7. 
  35. ^ 35.0 35.1 Anderson, J. D.; et al.. Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io. Science. 1996, 272: 709–712. doi:10.1126/science.272.5262.709. 
  36. ^ 36.0 36.1 36.2 McEwen, A. S.; et al.. High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io. Science. 1998, 281: 87–90. doi:10.1126/science.281.5373.87. 
  37. ^ 37.0 37.1 Perry, J.; et al. A Summary of the Galileo mission and its observations of Io. Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (编). Io after Galileo. Springer-Praxis. 2007: 35–59. ISBN 3-540-34681-3. 
  38. ^ Porco, C. C.; et al.. Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings. Science. 2003, 299: 1541–1547. doi:10.1126/science.1079462. 
  39. ^ Marchis, F.; et al.. Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm. Icarus. 2005, 176: 96–122. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.014. 
  40. ^ Spencer, John. Here We Go!. 2007-02-23 [2007-06-03]. （原始内容存档于2007-08-29）. 
  41. ^ 41.0 41.1 Spencer, J. R.; et al.. Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano. Science. 2007, 318: 240–243. doi:10.1126/science.1147621. 
  42. ^ Joint Jupiter Science Definition Team; NASA/ESA Study Team. Europa Jupiter System Mission Joint Summary Report (PDF). NASA/ESA. January 16, 2009 [2009-01-21]. （原始内容 (PDF)存档于2011-08-25）. 
  43. ^ Cosmic Vision 2015–2025 Proposals. ESA. 2007-07-21 [2009-02-20]. （原始内容存档于2011-08-25）. 
  44. ^ McEwen, A. S.; the IVO Team. Io Volcano Observer (IVO) (PDF). Io Workshop 2008. Berkeley, California. 2008 [2009-05-18]. （原始内容 (PDF)存档于2009-03-26）. 
  45. ^ Lopes, R. M. C.; D. A. Williams. Io after Galileo. Reports on Progress in Physics. 2005, 68: 303–340. doi:10.1088/0034-4885/68/2/R02. 
  46. ^ Spencer, J. John Spencer's Astronomical Visualizations. [2007-05-25]. （原始内容存档于2011-08-25）. 
  47. ^ 47.0 47.1 47.2 47.3 47.4 47.5 47.6 Schneider, N. M.; Bagenal, F. Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions. Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (编). Io after Galileo. Springer-Praxis. 2007: 265–286. ISBN 3-540-34681-3. 
  48. ^ 48.0 48.1 Postberg, F.; et al.. Composition of jovian dust stream particles. Icarus. 2006, 183: 122–134. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.001. 
  49. ^ Burger, M. H.; et al.. Galileo's close-up view of Io sodium jet. Geophys. Res. Let. 1999, 26 (22): 3333–3336. doi:10.1029/1999GL003654. 
  50. ^ Krimigis, S. M.; et al.. A nebula of gases from Io surrounding Jupiter. Nature. 2002, 415: 994–996. doi:10.1038/415994a. 
  51. ^ Medillo, M.; et al.. Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds. Icarus. 2004, 170: 430–442. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.009. 
  52. ^ Grün, E.; et al.. Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft. Nature. 1993, 362: 428–430. doi:10.1038/362428a0. 
  53. ^ Zook, H. A.; et al.. Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories. Science. 1996, 274 (5292): 1501–1503. doi:10.1126/science.274.5292.1501. 
  54. ^ Grün, E.; et al.. Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter. Science. 1996, 274: 399–401. doi:10.1126/science.274.5286.399. 
  55. ^ Schubert, J.; et al. Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites.. F. Bagenal; et al (编). Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere. Cambridge University Press. 2004: 281–306. ISBN 978-0521818087. 
  56. ^ 56.0 56.1 Anderson, J. D.; et al.. Io's gravity field and interior structure. J. Geophys. Res. 2001, 106: 32963–32969. doi:10.1029/2000JE001367. 
  57. ^ Kivelson, M. G.; et al.. Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000. J. Geophys. Res. 2001, 106 (A11): 26121–26135. doi:10.1029/2000JA002510. 
  58. ^ Sohl, F.; et al.. Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites. Icarus. 2002, 157: 104–119. doi:10.1006/icar.2002.6828. 
  59. ^ Kuskov, O. L.; V. A. Kronrod. Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites. Icarus. 2001, 151: 204–227. doi:10.1006/icar.2001.6611. 
  60. ^ 60.0 60.1 60.2 60.3 Moore, W. B.; et al. The Interior of Io.. R. M. C. Lopes and J. R. Spencer (编). Io after Galileo. Springer-Praxis. 2007: 89–108. ISBN 3-540-34681-3. 
  61. ^ Jaeger, W. L.; et al.. Orogenic tectonism on Io. J. Geophys. Res. 2003, 108: 12–1. doi:10.1029/2002JE001946. 
  62. ^ Yoder, C. F.; et al.. How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks. Nature. 1979, 279: 767–770. doi:10.1038/279767a0. 
  63. ^ Britt, Robert Roy. Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color. Space.com. March 16, 2000 [2007-07-25]. （原始内容存档于2000-08-18）. 
  64. ^ 64.0 64.1 Carlson, R. W.; et al. Io's surface composition. Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (编). Io after Galileo. Springer-Praxis. 2007: 194–229. ISBN 3-540-34681-3. 
  65. ^ Spencer, J.; et al.. Discovery of Gaseous S2 in Io's Pele Plume. Science. 2000, 288: 1208–1210. doi:10.1126/science.288.5469.1208. 
  66. ^ Douté, S.; et al.. Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS. Icarus. 2004, 169: 175–196. doi:10.1016/j.icarus.2004.02.001. 
  67. ^ 67.0 67.1 67.2 67.3 Radebaugh, D.; et al.. Paterae on Io: A new type of volcanic caldera?. J. Geophys. Res. 2001, 106: 33005–33020. doi:10.1029/2000JE001406. 
  68. ^ Keszthelyi, L.; et al.. A Post-Galileo view of Io's Interior. Icarus. 2004, 169: 271–286. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.005. 
  69. ^ Perry, J. E.; et al.. Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001 (PDF). LPSC XXXIV. Clear Lake, Texas. 2003 [2009-05-29]. Abstract #1720. （原始内容存档 (PDF)于2009-03-26）. 
  70. ^ Radebaugh, J.; et al.. Observations and temperatures of Io's Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images. Icarus. 2004, 169: 65–79. doi:10.1016/j.icarus.2003.10.019. 
  71. ^ Howell, R. R.; Lopes, R. M. C. The nature of the volcanic activity at Loki: Insights from Galileo NIMS and PPR data. Icarus. 2007, 186: 448–461. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.022. 
  72. ^ Keszthelyi, L.; et al.. Imaging of volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission. J. Geophys. Res. 2001, 106: 33025–33052. doi:10.1029/2000JE001383. 
  73. ^ 73.0 73.1 Keszthelyi, L.; et al.. New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior. Icarus. 2007, 192: 491–502. doi:10.1016/j.icarus.2007.07.008. 
  74. ^ Roesler, F. L.; et al.. Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS. Science (fee required). 1999, 283 (5400): 353–357. doi:10.1126/science.283.5400.353. 
  75. ^ Geissler, P. E.; et al.. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io. Science (fee required). 1999, 285 (5429): 448–461. doi:10.1126/science.285.5429.870. 
  76. ^ McEwen, A. S.; Soderblom, L. A. Two classes of volcanic plume on Io. Icarus. 1983, 58: 197–226. doi:10.1016/0019-1035(83)90075-1. 
  77. ^ Clow, G. D.; Carr, M. H. Stability of sulfur slopes on Io. Icarus. 1980, 44: 268–279. doi:10.1016/0019-1035(80)90022-6. 
  78. ^ 78.0 78.1 Schenk, P. M.; Bulmer, M. H. Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements. Science. 1998, 279: 1514–1517. doi:10.1126/science.279.5356.1514. 
  79. ^ McKinnon, W. B.; et al.. Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting. Geology. 2001, 29: 103–106. doi:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2. 
  80. ^ Tackley, P. J. Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows. J. Geophys. Res. 2001, 106: 32971–32981. doi:10.1029/2000JE001411. 
  81. ^ 81.0 81.1 Schenk, P. M.; et al.. Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io. Icarus. 2004, 169: 98–110. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.015. 
  82. ^ Moore, J. M.; et al.. Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view. J. Geophys. Res. 2001, 106: 33223–33240. doi:10.1029/2000JE001375. 
  83. ^ 83.0 83.1 83.2 Lellouch, E.; et al. Io's atmosphere. Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. (编). Io after Galileo. Springer-Praxis. 2007: 231–264. ISBN 3-540-34681-3. 
  84. ^ Feldman, P. D.; et al.. Lyman-α imaging of the SO
    2     distribution on Io. Geophys. Res. Lett. 2000, 27: 1787–1790. doi:10.1029/1999GL011067.     
  85. ^ Geissler, P. E.; et al.. Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io. Science. 1999, 285 (5429): 870–874. Bibcode:1999Sci...285..870G. PMID 10436151. doi:10.1126/science.285.5429.870. 
  86. ^ Retherford, K. D.; et al.. Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions. J. Geophys. Res. 2000, 105 (A12): 27,157–27,165. doi:10.1029/2000JA002500. 

外部链接

检索自“https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=木卫一&oldid=82292681”