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卫一

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重定しげさだこうまもるいち
まもるいち
とぎ略號りゃくごう於1999ねん七月所拍攝到木衛一的真實色彩影像,表面ひょうめん滿まん活躍かつやくてき火山かざん
发现
發現はつげんしゃとぎりゃく·とぎ
西門にしもん·马里乌斯
發現はつげん1610ねん1がつ8にち[1]
へんごう
其它名稱めいしょう卫一
軌道きどうさんすう
きんしんてん420,000 公里くり (0.002 807 天文てんもん单位)
遠心えんしんてん423,400 公里くり (0.002 830 天文てんもん单位)
軌道きどう半徑はんけい421,700 公里くり (0.002 819 天文てんもん單位たんい)
はなれしんりつ0.0041
軌道きどうしゅう1.769 137 786 d (152 853.504 7 びょう, 42 しょう时)
平均へいきん軌道きどう速度そくど17.334 公里くり/びょう
軌道きどうかたぶけかく2.21° (たい黃道こうどう
0.05°(たい木星もくせいてき赤道せきどう
隸屬れいぞく天体てんたい木星もくせい
物理ぶつり特徵とくちょう
大小だいしょう3,660.0 × 3,637.4 × 3,630.6 公里くり[2]
平均へいきん半徑はんけい1,821.3 公里くり (0.286地球ちきゅう)[2]
表面積ひょうめんせき41,910,000 公里くり2 (0.082地球ちきゅう)
體積たいせき2.53×1010 公里くり3 (0.023地球ちきゅう)
質量しつりょう8.9319×1022 おおやけきん (0.015地球ちきゅう)
平均へいきん密度みつど3.528 かつ/りんまい3
表面ひょうめん重力じゅうりょく1.796 べい/びょう2 (0.183 G)
2.558 公里くり/びょう
自轉じてんしゅうどう
赤道あかみち自轉じてん速度そくど271 公里くり公里くり/しょう
反照はんしょうりつ0.63 ± 0.02[3]
表面ひょうめん溫度おんど 最低さいてい 平均へいきん 最高さいこう
K 90 110 130
ほしとう5.02 ()[4]
大氣たいき特徵とくちょう
表面ひょうめん氣壓きあつ微量びりょう
成分せいぶん90% 氧化硫

まもるいち英語えいごIoおと译为ほこりおうこれ木星もくせい最近さいきんてき衛星えいせいぞくとぎりゃく衛星えいせい直徑ちょっけいため3,642公里くり太陽系たいようけいだいよんだい衛星えいせい名字みょうじちゅうてきいち戀人こいびとにわかまたこれ赫拉てきおんな祭司さいし

卫一ゆう400てき活火山かっかざん太陽系たいようけいちゅう地質ちしつ活動かつどうさい活躍かつやくてき天體てんたい[5][6]卫一內部受到木星もくせい牽引けんいんいん潮汐ちょうせき摩擦まさつさんせい潮汐ちょうせきねつ使つかい地質ちしつ活動かつどう变得极端。ゆう火山かざん造成ぞうせいてき氧化硫以攀ますいた500公里くり(310英里えりてき高度こうど卫一表面ひょうめん也有やゆう超過ちょうか100やまほうざい矽酸しおてきじょう经过つぎ壓縮あっしゅく而升だか,其中有ちゅうう些比地球ちきゅうじょうてきたまきよしろう玛峰かえようこう[7]だい多數たすうがい太陽系たいようけい衛星えいせい主要しゅようゆかりみず组成,但木ただき卫一具有ぐゆうてつある硫化りゅうかてつてき熔融ようゆう核心かくしん外面がいめんてき壳主ようよし矽酸しお组成。卫一表面上多数是广阔的平原,よし硫和二氧化硫包覆。

卫一特别的表面特徵由其火山活動使然。火山かざん熔岩ようがんりゅう对表めん造成ぞうせい巨大きょだい變化へんかいん产生硫的同素どうそ形体けいたい化合かごうぶつ使つかい其呈现黄、红、しろくろ、绿色。一些熔岩流长达500公里くり清楚せいそてい现在表面ひょうめんじょう火山かざんかつ动产せいてきぶつ质组なりりょう卫一稀薄きはくてきだい气层,也大はばかげ响木ぼし磁层まとせい质和放射ほうしゃ水平すいへい卫一的火山喷出物也在木星产生一个巨大的等离子环,ざい自己じこしゅう造成ぞうせい猛烈もうれつてき放射ほうしゃ环境。卫一每天获得约3600かみなり(36 Svてきゆうはなれ輻射ふくしゃ[8]

卫一ざい1718世紀せいきてき天文學てんもんがくちゅうふんえんじりょういち重要じゅうようてきかくしょく,它在1610ねんあずか其他てきとぎりゃく衛星えいせい一起かずきとぎりゃく發現はつげん。這個發現はつげん促成そくせいりょう太陽系たいようけいてき哥白あま模型もけい接受せつじゅやく翰·かつぼく發展はってんりょうくだりぼし運動うんどう定律ていりつおく勒·だまくびさき測定そくてい光速こうそくしたがえ地球ちきゅうらいざい19世紀せいき後期こうき20世紀せいきはつ卫一ただいち光點こうてんちょくいたわが們有能力のうりょく解釋かいしゃく它表めんだい規模きぼてき特徵とくちょうれい如暗紅色こうしょくてききょく和明かずあきあきらてき赤道せきどう地區ちくざい1979ねんりょうそう航海こうかいふとしそらせん揭露卫一いち地質ちしつ活躍かつやくてき世界せかいゆう許多きょた火山かざん活動かつどうてき特徵とくちょう大山おおやま和年かずとしけいてき表面ひょうめんぼつ有明ありあけあらわてき撞擊あなとぎ略號りゃくごうざい1990ねん2000ねんてき早期そうきつぎ執行しっこう接近せっきんかすめ卫一てき任務にんむとくいたりょう卫一內部結構和表面組成的數據資料。這些ふとしそらせん也揭りょう衛星えいせい木星もくせいてき磁層あいだてき關係かんけいかずざい卫一圍繞的軌道上存在著輻射傳送帶,そくにわか卫一ごとてん接收せっしゅうてきゆうはなれ輻射ふくしゃざいりょうやくため3,600かみなり相當そうとう於36西にしどる[9]ざい2007ねんてきまえいく個月かげつしん視野しやごうざいぜん冥王星めいおうせいてき旅程りょていちゅう,於飛かすめいち繼續けいぞく進行しんこう探測たんそく

命名めいめい

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まもる一與地球和月球的比較

當初とうしょ西門にしもん·马里乌斯Simon Mariusなみもち自己じこ也是とぎりゃく衛星えいせいてき獨立どくりつ發現はつげんしゃ所以ゆえん西門にしもん·さとがらす這些衛星えいせいとめめい於1614ねん出版しゅっぱん西門にしもん·さとがらす斯的木星もくせい世界せかい》,ざいしょ中將ちゅうじょう木星もくせいさい內側てきだい衛星えいせいまれ臘神ばなしてき卫一らい命名めいめい,她是眾神おうちゅうざいうま神話しんわ中稱ちゅうしょうためしゅとく)眾多てき戀人こいびといち[10]西門にしもん·さとがらすてき命名めいめい早期そうきなみ受到各界かくかいてきみとめどうあずか採用さいよういちちょくいた20世紀せいき中葉ちゅうようざい逐漸普遍ふへん使用しようざい早期そうき絕大ぜつだい多數たすうてき天文てんもん文獻ぶんけんちゅう卫一都被簡單的以羅馬數字標示為“Jupiter I[11](這是とぎりゃく建議けんぎてき命名めいめい系統けいとう),あるしょうため木星もくせいてきだいいち顆衛ぼし[12][13]さい常用じょうようてき名稱めいしょうそく形容詞けいようし型式けいしきてき名稱めいしょうあいおく

卫一上的地型特徵和地點都使用與木卫一、火山かざん太陽たいよう雷神らいじんとう各種かくしゅ相關そうかん神話しんわ故事こじ,其特ちょう地名じならいただしひのとてき地獄じごく名字みょうじ適當てきとうてき對應たいおう地表ちひょう火山かざんてき本質ほんしつ[14]よし於這些表めんみやこただし航海こうかい1ごうくび國際こくさい天文てんもん聯合れんごうかい批准ひじゅんりょう225たい於木卫一てき火山かざん山脈さんみゃく高原たかはらかずだか反照はんしょうりつ地形ちけいてき名字みょうじ。這些かくてい使用しよう卫一てき名稱めいしょう包括ほうかつ pateraゆう沉積物的ぶってき火山かざんmonsやまmensaいただき平坦へいたん周圍しゅうい陡峭てき突出とっしゅつplanum高原こうげんtholus小山こやまあるおか各種かくしゅ不同ふどうがたたいてきやま,以型たいてき特徵とくちょう如大しょう形狀けいじょう高度こうどとう使用しようてき項目こうもく),fluctus熔岩ようがんりゅうvallis峽谷きょうこく熔岩ようがんみぞどうregio廣闊こうかつてきだか反照はんしょう地形ちけいactive eruptive centerさきりゅうたば活動かつどう標示ひょうじてき特殊とくしゅ火山かざん活動かつどうてき地點ちてん[14]。這些特殊とくしゅ地形ちけい名稱めいしょうてきれいゆう普羅ふらよねおさむ火山かざんはんひら頂山いただきやま陀湿火山かざんこうすわえ耶熔がんりゅう[15]

觀測かんそくてき歷史れきし

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卫一衛星えいせいてき發現はつげんしゃとぎりゃく

卫一的第一份觀測報告是とぎりゃくざい1610ねん1がつ7にち提出ていしゅつてき卫一和木星其它伽利略衛星的發現被發表在伽利略於的1610ねん3がつ出版しゅっぱんてきほしかい報告ほうこく[16]西門にしもんさとがらす斯於1614出版しゅっぱんてきうまさとがらす木星もくせいほうちゅうこえたたえ於1609ねん發現はつげんりょう卫一和木星的其它衛星,とぎりゃくはやりょういちほしとぎりゃく質疑しつぎ這個聲明せいめいなみ反駁はんばくさとがらす剽竊ひょうせつしょうかさねてき成就じょうじゅよしためとぎりゃくざいうまさとがらす斯之ぜん發布はっぷりょうてき發現はつげん,而且しょうしんさとがらす斯也知道ともみち這件ごと

ざい後來こうらいてき兩個りゃんこはん世紀せいき卫一仍未被解析過,在天ざいてん文學ぶんがくてき望遠鏡ぼうえんきょうちゅう仍然ただいちあきら5とうてき光點こうてんざい17世紀せいき卫一和其他的伽利略衛星為各種各樣的目的服務,ぞうきょうじょ船員せんいん進行しんこう經度けいどてき測量そくりょう[17]けんしょうかつぼく勒的くだりぼし運動うんどうだいさん定律ていりつ測量そくりょう光線こうせんざい旅行りょこうざい木星もくせい地球ちきゅうあいだてき時間じかん[16]。以卡西あまとうひと建立こんりゅうてきほしれきひょうため基礎きそひしげひろしひしげ創造そうぞうりょう一種數學的理論來解釋木卫一、おうともみぶたあままいとくてき軌道きどう共振きょうしん[16]。這種共振きょうしん在日ざいにち發現はつげんたい這三顆衛星的地質有深遠的影響。

望遠鏡ぼうえんきょう技術ぎじゅつてきあらためすすむ使つかい19世紀せいきまつ20世紀せいきはつてき天文學てんもんがく有能ゆうのうりょくざい解析かいせきのうざい卫一上大區域的表面特點。ざい1890年代ねんだいともえおさむとくくびさきかん察到卫一的赤道和極區之間在光度上的變化,正確せいかくてき測量そくりょう兩個りゃんこ地區ちくてき光度こうど變化へんか顏色かおいろ反照はんしょうりつてき不同ふどう,而不いんため卫一ていげんたまごがた一如いちにょかど·がわかつりんかずてき同伴どうはんしょ主張しゅちょうてき,而不ともえおさむとく最初さいしょしょ主張しゅちょうてき兩個りゃんこ不同ふどうてき天體てんたい[12][18][13]これてき望遠鏡ぼうえんきょう觀測かんそくしょうじつりょう卫一很明確的在極區是紅棕色的,而赤どうたい黃白こうはくしょくてき[19]

ざい20世紀せいき中期ちゅうきてき望遠鏡ぼうえんきょう觀測かんそく開始かいし注意ちゅういいた卫一異常いじょうてき本質ほんしつ分光ぶんこうきょうてき觀測かんそく暗示あんじ卫一的表面沒有水冰(ざい其它てきとぎりゃく衛星えいせいじょう發現はつげん含量豐富ほうふてき物質ぶっしつ[20]同樣どうようてき觀測かんそくまた表面ひょうめん主要しゅようてき成分せいぶんしお硫磺[21]電波でんぱ望遠鏡ぼうえんきょうてき觀測かんそく揭露りょう卫一たい木星もくせいてき磁層ゆうしょ影響えいきょう,如被かん察到てきじゅうまいてき波長はちょう爆發ばくはつあずか卫一てき軌道きどう周期しゅうきゆうせき[22]

先鋒せんぽうごう

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通過つうか卫一附近的第一艘太空船是先鋒せんぽう10ごう先鋒せんぽう11ごう這一對孿生的太空船,分別ふんべつざい1973ねん12月3日和びより1974ねん12月2にち[23]以無せんでんつい提供ていきょうりょう卫一質量的改善估計值、あずか卫一尺寸的最佳值。みとめため卫一是四顆伽利略衛星中密度最高的,主要しゅようよし矽酸しおてき岩石がんせき組成そせい,而不すい組成そせいてき[24]先鋒せんぽうごう也揭露木つゆき卫一ゆう稀薄きはくてき大氣たいきそう軌道きどう附近ふきんゆう強烈きょうれつてき輻射ふくしゃ傳送でんそうたい先鋒せんぽう11ごうてきあきらしょう獲得かくとくてきただ一一張好的照片,顯示けんじりょう卫一てき北極ほっきょく地區ちく[25]先鋒せんぽう10ごうはらさきけい劃在近距離きんきょりてき接近せっきん卫一時拍攝照片,ただし這項觀測かんそくいんためだか輻射ふくしゃてき環境かんきょう失敗しっぱいりょう[23]

航海こうかいごう

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航海こうかい1ごうはくてきつつみ涵蓋卫一南極區的馬賽克圖

とう另一たいたいそらせん航海こうかい1ごう航海こうかい2ごうざい1979ねんかすめ卫一,它們さらため先進せんしんてき影像えいぞう系統けいとう獲得かくとくさらこのみてき影像えいぞう航海こうかい1ごうざい1979ねん3がつ5にちしたがえ20,600公里くりかすめ這顆衛星えいせい[26],它傳かいざい接近せっきんてき影像えいぞうあきら很奇かい多彩たさい姿すがた卻沒ゆう撞擊あなてき[27]解析かいせき最高さいこうてき影像えいぞう顯示けんじ相對そうたいねんけいてき表面ひょうめん點綴てんていちょ其形かいじょうてき凹坑,やまあいふつ勒斯ほうかえようこうかえゆう類似るいじ熔岩ようがんりゅうてき特徵とくちょう

ざいたん暫的邂逅かいこうこれ航海こうかい工程こうてい琳達·こうむ娜碧朵注意ちゅういいたざい一張影像中有一個流束從表面放射出來[28]分析ぶんせき航海こうかい1ごうはくてき其他影像えいぞうそうきょう找到9ちょうゆう這種りゅうたばてきあきらへんあかしじつりょう卫一ゆう活躍かつやくてき火山かざん活動かつどう[29]ざい航海こうかい1ごう邂逅かいこう卫一ぜんひさ,Stan Peale、Patrick Cassen、R. T. Reynolds曾發表はっぴょうりょういちへん論文ろんぶん作者さくしゃけい算出さんしゅついんためおうともみぶたあままいとくてき軌道きどう共振きょうしん卫一的內部會有巨大的潮汐熱化(詳細しょうさいてき過程かていあずか解釋かいしゃく請參潮汐ちょうせきねつてき章節しょうせつ[30]らい這次かすめてきすうよりどころ顯示けんじ卫一的表面由硫磺和氧化硫しもひかえせいちょ。這些成分せいぶん也掌ひかえちょ稀薄きはくてき大氣たいきそう圍繞いじょうちょ卫一軌道きどうてきでん漿環(也是航海こうかい發現はつげんてき[31][32][33]

航海こうかい2ごうざい1979ねん7がつ9にち以1,130,000公里くり(702,150英里えりてき距離きょりかすめ,雖然ぼつゆう航海こうかい1ごう接近せっきん比較ひかく這兩そうふとしそらせんてき影像えいぞう顯示けんじざい這五個月內表面有一些地區發生了變化。另一方面ほうめん航海こうかい2ごうざいはなれひらき木星もくせいてき系統けいとう觀察かんさついた卫一呈現月牙型,なみ顯示けんじざい3がつ觀測かんそくいたてき9りゅうたばちゅうてき8依然いぜん活躍かつやくちょただゆう佩莱火山かざんやめけい熄滅りょう[34]

とぎ略號りゃくごう

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とぎ略號りゃくごうあずか卫一てき邂逅かいこう
にち 距離きょり公里くり
1995ねん12月7にち 897
1996ねん11月4にち 244,000
1998ねん3がつ29にち 252,000
1999ねん6がつ30にち 127,000
1999ねん10がつ11にち 611
1999ねん11月26にち 301
2000ねん2がつ22にち 198
2001ねん8がつ6にち 194
2001ねん10がつ16にち 184
2002ねん1がつ17にち 102
2002ねん11月7にち 45,800

とぎ略號りゃくごうふとしそらせんしたがえ地球ちきゅう出發しゅっぱつ經歷けいれきりょう6ねんてきこうほど,於1995ねん抵達木星もくせい航海こうかいふとしそらせんてき發現はつげん和地わちはじめ天文台てんもんだい多年たねんてき觀測かんそく繼續けいぞく後續こうぞくてき觀測かんそく卫一的位置在木星最強烈的一條輻射帶之內,阻礙りょう近距離きんきょり長時間ちょうじかんかすめてき觀測かんそくただしとぎりゃく主要しゅようてき任務にんむ就是研究けんきゅうとぎりゃく衛星えいせいざい最初さいしょ兩年りょうねんてき任務にんむちゅう軌道きどうしょう進入しんにゅうなみみつきりてき經過けいか這些衛星えいせいざい1995ねん12月7にちかすめとき雖然ぼつゆう獲得かくとく影像えいぞうただしかえゆう重大じゅうだいてき結果けっかれい發現はつげん類似るいじ太陽系たいようけい內側てき岩石がんせきぎょうほしてききょだいてつかく[35]

ざいとぎりゃくてき主要しゅよう任務にんむ期間きかん,儘管缺乏けつぼう近距離きんきょりとくうつしてききょうあたま機械きかいじょうてき問題もんだいかえでんかいらいりょう許多きょたてき資料しりょうなみ且有いち些重だいてき發現はつげんとぎ略號りゃくごう觀測かんそくいたりょうかわ火山かざんてき主要しゅよう爆發ばくはつなみ且證じつ火山かざん爆發ばくはつよし矽酸しおてき岩漿がんしょう和富かずとみ含鎂てきてつ鎂質ちょうてつ鎂質なり分與ぶんよ硫磺氧化硫組成そせい類似るいじ地球ちきゅうじょうてきみず二氧化碳所扮演的角色[36]ざい任務にんむてき主要しゅよう期間きかんいく乎每一條軌道都獲得了木卫一遠距離的影像,あらわ很大數量すうりょうてき火山かざん活動かつどうらい表面ひょうめん火山かざんりゅうたば兩者りょうしゃてき岩漿がんしょうひや卻時散發さんぱつ輻射熱ふくしゃねつ),眾多てきやま和廣かずひろ泛的がたたいがくじょうてき變化へんかかえゆうざい航海こうかいとぎりゃくてき年代ねんだいあいだ,以及とぎりゃく不同ふどうてき軌道きどう期間きかんざい表面ひょうめん發生はっせいてき變化へんか[37]

とぎ略號りゃくごうてき任務にんむざい19972000ねん兩度りょうどてきのべてんざい這些延長えんちょう任務にんむてき期間きかんふとしそらせんざい1999ねんまついたり2000年初ねんしょさん飛越とびこし卫一;ざい2001ねんまついたり2002ねんはつまたさいさん飛越とびこしざい這些遭遇そうぐう時間じかんてき觀察かんさつとおるりょう卫一的火山和山的地質過程,排除はいじょりょう磁場じばてき出現しゅつげんなみ且證じつりょう火山かざん運動うんどうてき程度ていど[37]ざい2000ねんてき12がつ卡西あまふとしそらせんざいぜん土星どせいてき路程ろていじょうあずか木星もくせい系統けいとうゆうたん暫的邂逅かいこうあずかとぎ略號りゃくごう聯合れんごういちおこり觀測かんそく。這次てき觀測かんそくざい陀湿火山かざんこう發現はつげんりょう一個新的流束和證實觀察到了艾歐的極光[38]

後續こうぞくてき觀測かんそく

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ざいとぎ略號りゃくごうしん視野しやごうしょうへだた八年觀察到的表面特徵變化

ざいとぎ略號りゃくごうこれてき2003ねん9がつねつてきこまさかい出現しゅつげんざい木星もくせいてき大氣たいきそうもと望遠鏡ぼうえんきょう觀測かんそくいた卫一ゆうしんてき火山かざん活動かつどう特別とくべつなつたけしえびす凱克望遠鏡ぼうえんきょうてき自適じてきおう光學こうがく仪所取的とりてき影像えいぞう,以及伯太はかたそら望遠鏡ぼうえんきょう允許いんきょ天文學てんもんがくかんはか卫一てき火山かざん活動かつどう[39][40]。這些影像えいぞう使とく科學かがく无需どおり过太そらさがせ测器就可かんはかいた卫一てき火山かざん活動かつどう

ぜん冥王星めいおうせい柯伊かしわてきさがせ测器しん視野しやごう于2007ねん2がつ28にち途中とちゅう接近せっきん木星もくせい和木わき卫一。ざい接近せっきん卫一期間きかん,它獲得かくとく許多きょた卫一てき遠距離えんきょり觀測かんそく資料しりょう包括ほうかつ陀湿火山かざんこうてききょ大流おおりゅうたばあかしじつりょう该喷发流1979ねんざい卫一上觀測到佩莱火山第一道流束來最大的火山喷流[41]しん視野しやごう也捕捉到よし卢火山口やまぐちざい接近せっきんあずか進入しんにゅう早期そうき噴發まえてきかげさまかえゆう一些在伽利略號探测器就曾觀察到噴發的火山[41]

目前もくぜんゆう兩個りゃんこ探測たんそく木星もくせい系統けいとうてき計畫けいかくそくはた執行しっこうしゅだくごうふとしそらせんざい2011ねん發射はっしゃ,其拍摄能りょく雖受到げんせいただし它可以使用しようきんべに外線がいせん分光ぶんこうJIRAM提供ていきょう卫一てき火山かざん活動かつどうおうともみ木星もくせい系統けいとう任務にんむEJSMこれ美国びくに宇航きょくおうそらきょく合作がっさくてき計畫けいかく,它已ざい2009ねん2がつ獲得かくとく批准ひじゅんただしあずかてい发射ざい2020ねん,并将使用しよう二艘太空船来研究木卫一:美国びくに宇航きょくてき木星もくせいおうともみ軌道きどうしゃおうそらきょくてき木星もくせいぶたあままいとく軌道きどうしゃ[42]よしため這兩そうふとしそらせんてき主要しゅよう任務にんむ研究けんきゅう木星もくせいてき冰衛ぼし所以ゆえんたい卫一的觀察幾乎都处在较較遠的距離上,木星もくせいおうともみ軌道きどうしゃざい進入しんにゅうかん軌道きどうまえてき2025ねん2026年間ねんかんはた四度接近與飛掠過木卫一,ただし目前もくぜんおうそらきょくてき貢獻こうけん仍將めん临该きょく其他項目こうもくてき經費けいひ競爭きょうそう[43]じょりょう美国びくに宇航きょくやめけい批准ひじゅんてき兩個りゃんこ计划がいかえゆういくあずか卫一相關そうかんてき项目提出ていしゅつ。一個稱為木卫一火山觀測者的計畫將在2015ねん發射はっしゃ,它設定せっていため發現はつげんきゅうてき任務にんむなみはたつぎ飛越とびこし卫一,ただし這個けい劃目ぜん仍在概念がいねん研究けんきゅうてき階段かいだん[44]

軌道きどう自轉じてん

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顯示けんじ卫一おうともみあずかぶたあままいとくてきひしげひろしひしげ共振きょうしんてき動畫どうが

卫一以距離木星中心421,700 公里くり(262,000 英里えりてき距離きょり,也就距離きょりくもそういただきはし350,000 公里くり(217,000 英里えりてき軌道きどうにょうぎょう木星もくせい。它是木星もくせいてきとぎりゃく衛星えいせいちゅうさい內層てきいち顆,かい忒拜おうともみこれあいだ包括ほうかつ木星もくせい內側てき衛星えいせい卫一是從木星內側算起的第五顆的衛星,它以42.5しょうてきしゅうにょうぎょう一周いっしゅうかいいたあし以在一個晚上就觀測出它的運動)。卫一的平均軌道周期與歐羅巴有2:1てき軌道きどう共振きょうしんぶたあままいとくゆう4:1てき軌道きどう共振きょうしんそく卫一ごとにょうぎょう木星もくせいしゅうおうともみそくにょうぎょう一周いっしゅう;而木卫一ごとにょうぎょうよんしゅうぶたあままいとくにょうぎょう一周いっしゅう。這種共振きょうしんきょうじょ卫一維持いじ軌道きどうはなれしんりつ(0.0041),なみはんらいため卫一的地質活動提供主要的熱源(まいり潮汐ちょうせき加熱かねつてき章節しょうせつたい過程かていゆうさら詳細しょうさいてき說明せつめい[30]ぼつゆう強制きょうせいてきはなれ心力しんりょく卫一てき軌道きどう經由けいゆ潮汐ちょうせき散逸さんいつ,很快てき就會えんなりため一個在地質上較不活躍的世界。

ぞう木星もくせいてき其他とぎりゃく衛星えいせい地球ちきゅうてきつきだま一樣いちよう卫一てき自轉じてん潮汐ちょうせきくさりじょう成和せいわ公轉こうてん周期しゅうき一致いっちてき使つかい永遠えいえん以同いちめんあさこう木星もくせい。它的くさりてい狀態じょうたい也為卫一的經度系統提供了定義的基準。卫一てき本初ほんしょ子午線しごせん交會於南北極ほっきょくなみ通過つうか赤道せきどうじょうてき木下きのしたてんそうたいちょ木星もくせいてき這個半球はんきゅうしょうためこう半球はんきゅうsubjovian hemisphere),同時どうじ永遠えいえん背離はいり木星もくせいてき半球はんきゅうしょうため半球はんきゅうantijovian hemisphere)。卫一總是朝向木星的半球在軌道上的移動被稱為前導半球,而永遠えいえんざい相反あいはんかた向上こうじょうてき半球はんきゅうしょうためずい半球はんきゅう[45]

あずか木星もくせい磁層てき交互こうご作用さよう

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とぎりゃく衛星えいせいてき輻射ふくしゃざいりょう地球ちきゅう比較ひかく
衛星えいせい かみなり/てん
まもるいち 3600[9]
まもる 540[9]
まもるさん 8[9]
まもるよん 0.01[9]
地球ちきゅう最高さいこう 0.07
地球ちきゅう平均へいきん 0.0007
木星もくせい磁層てき概要がいようあずか卫一影響えいきょうてき成分せいぶんもたれ近影きんえいぞうてき中心ちゅうしん):でん漿環(紅色こうしょく),中性ちゅうせいくも黃色おうしょく),つうりょうかん綠色みどりいろかず磁場じばせん藍色あいいろ[46]

卫一在木星磁場的塑造中扮演著重要的角色,木星もくせいてき磁氣じきそう每秒まいびょうおおやけとんまとそくりつ掃掠掉木卫一稀薄大氣層中的氣體和塵埃[47]。這些材料ざいりょうてき主要しゅよう成分せいぶんはなれ原子げんし狀態じょうたいてき硫磺、氧氣氯、原子げんしてき鈉和鉀、分子ぶんしてき二氧化硫和硫磺,かえゆう氯化鈉てき塵土じんど[47][48]。這些材料ざいりょうてきらいみなもとただし卫一てき火山かざん作用さようただし直接ちょくせつしたがえ卫一的大氣層中逃逸到木星的磁氣層和太空中。這些材料ざいりょう依據いきょ們被電離でんりてき狀態じょうたい構成こうせい最後さいごかいざい木星もくせい磁氣じきそう內的輻射ふくしゃたい形成けいせいかくしき各樣かくよう中性ちゅうせいはなれてきくもいろどりなみざいぼう些情きょう最後さいごかい拋出木星もくせいてき系統けいとう

圍繞いじょうちょ卫一(いた距離きょり卫一表面ひょうめん6ばい半徑はんけいしょてき中性ちゅうせい硫、氧、鈉和鉀原子げんしてきくも。這些微粒びりゅう起源きげん於木卫一大氣たいきそうてき上部じょうぶただし遭受到でん漿環なかてきはなれ碰撞其它てき過程かていこうめんさい研究けんきゅう激發げきはつ進入しんにゅうまれなんじだま,這是卫一的重力凌駕木星之上的區域;ただしゆう一些物質會逃逸出木卫一的引力並且進入環繞木星的軌道。大約たいやく超過ちょうか20しょうてき周期しゅうき,這些微粒びりゅうしょうかいしたがえ卫一延伸形成香蕉的形狀,無論むろんざい卫一的軌道內側伸展至前方,あるざい軌道きどう外側そとがわ落後らくござい卫一てき後方こうほう中性ちゅうせいくもはたしたがえ卫一延伸えんしんとおたち6ばい木星もくせい半徑はんけいしょ[47]使つかい微粒びりゅう激發げきはつてき碰撞過程かてい偶爾也會ざいでん漿環內提供ていきょう鈉離あずか電子でんし使つかい些中せいてき物質ぶっしつさら快速かいそくてきはなれひらきでん漿環。ただし這些微粒びりゅう仍然保持ほじ它們はらゆうてき速度そくど(70公里くり/びょうそう較於卫一的軌道速度只有17公里くり/びょう),しるべ致這些微つぶぞう噴射ふんしゃ一樣的率先從木卫一噴出[49]

卫一的軌道在被稱為木卫一電漿環的強烈輻射帶內。ざい這個たまきがた甜甜けん形狀けいじょうてきでん漿環ちゅうはつげん於環にょうちょ卫一的中てきちゅうせい原子げんしくもただし木星もくせいてき磁氣じきそうゆうはなれなみうんしるてき硫磺、氧、鈉和氯[47]不同ふどう於中せいくもちゅうてき微粒びりゅう,這些微粒びりゅうあずか木星もくせいてき磁氣じきそう,以74公里くり/びょうてき速度そくどにょうちょ木星もくせいいちおこり運轉うんてん公轉こうてん)。ぞう木星もくせい其餘てき磁場じばいちようでん漿環たい木星もくせいてき赤道あかみち也有やゆう些許てき傾斜けいしゃたい卫一的軌道平面亦同),這意あじちょ卫一有時在電漿環的上方,而有時又ときまたざいでん漿環てき下方かほう如上じょじょうしょじゅつ,這些はなれゆう較高てき速度そくどのうりょうかいはた卫一大氣層中不帶電的原子和分子移除,使つかい中性ちゅうせいくも擴張かくちょうたまきゆかりさん部分ぶぶん組成そせいそとたまきゆたかたまき駐留ちゅうりゅうざい卫一てき軌道きどうそと;一個垂直延伸的區域稱為絲帶,よし中性ちゅうせい粒子りゅうし區域くいきひや卻中てきでん漿組成そせい位置いちざい卫一到木星的距離環繞著;內環,しょうためひやたまきよし緩慢かんまんてきあさこう木星もくせいばん旋而去てき微粒びりゅう組成そせい[47]大約たいやく平均へいきんざいたまき逗留とうりゅう40てん微粒びりゅうかいしたがえぬるかん逃逸なみ造成ぞうせい廣大こうだいてき木星もくせい磁層異常いじょう,它們こう外的がいてき壓力あつりょく使它從內向がい膨脹ぼうちょう[50]らい卫一てき微粒びりゅう偵測いたかいずいちょ磁層內的でん漿變化へんかなみしん視野しやごう偵測いた進入しんにゅうりょう長長ながながてき磁層內。研究けんきゅう人員じんいん採用さいよう散發さんぱつてき紫外線しがいせん波長はちょう研究けんきゅうざいでん漿環內相似そうじてき變化へんかただし這些變化へんかのうあずか卫一的火山活動明確的聯結在一起(最後さいごなりためでん漿環內材りょうてきらいげん),而這しゅ連結れんけつたいちゅうせい鈉的くも容易ようい建立こんりゅうおこりらい[51]

ゆうさと西にし斯號ふとしそらせんざい1992ねんあずか木星もくせい邂逅かいこう,偵測到來とうらい木星もくせい系統けいとうてき塵埃じんあいりゅう [52]。這些塵埃じんあい粒子りゅうしりゅう顯然けんぜん不同ふどうてき平均へいきんてき大小だいしょう10 μみゅーmなみ且主よう成分せいぶんてき氯化鈉,以每秒まいびょうすう百公里的速度離開木星[53][48]ゆかりとぎ略號りゃくごうたいちりつぶてき測量そくりょう顯示けんじ這些ちりつぶりゅう起源きげん於木卫一,ただし確實かくじつてき形成けいせいせい如何いか卫一てき火山かざん活動かつどうかえ表面ひょうめんうつりじょてき物質ぶっしつまでこん仍不清楚せいそ[54]

木星もくせいてき磁場じばせん卫一橫越よこごしただし經由けいゆ卫一孳生てき電流でんりゅう磁流かんはた卫一與木星極區的上層大氣聯繫在一起[47]。這股電流でんりゅうざい木星もくせいきょくてき大氣たいきそうじょう引發しょうためいちそくしるしてき燦爛さんらん極光きょっこう微粒びりゅうあずか極光きょっこうてき交互こうご作用さようざいくろくらてき木星もくせいきょくちゅう發出はっしゅつこう卫一它在極光きょっこうちゅうてきあししるしざい相對そうたい於木星和せいわ地球ちきゅうあいだてき有利ゆうり位置いちかいたい木星もくせいてき無線むせんでん輻射ふくしゃ造成ぞうせい巨大きょだいてき影響えいきょうとう卫一在可以被看見的位置時,らい木星もくせいてき無線むせんでん輻射ふくしゃ有可ゆかかんてき增加ぞうか[47][22]目前もくぜんただしざい執行しっこうちゅうてきしゅだくごう任務にんむおう該能幫助ろう清楚せいそ這些過程かてい

結構けっこう

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卫一地球ちきゅうてき衛星えいせいつきだまりゃくだいいち些,它的平均へいきん半徑はんけい1,821.3 公里くりがつだま大約たいやく5%),質量しつりょう8.9319×1022 おおやけきん大約たいやくがつだま21%)。它的形狀けいじょうりゃくため橢球,而它最長さいちょうてきじく指向しこう木星もくせいてきざいとぎりゃく衛星えいせいなか卫一的質量和體積都比ぶたあままいとく卡利斯多しょうただしおうともみだい

內部

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卫一內部構造可能的模型,內側一個鐵或硫化鐵的核心(灰色はいいろ),外面がいめん矽酸しおてきそとから褐色かっしょくかず部分ぶぶん熔解てき矽酸しおはこたちばなしょく夾雜きょうざつざい其間

主要しゅようゆかり矽酸しお岩石がんせきかずてつ組成そせい卫一在外太陽系的衛星中比其他的衛星都更接近るい地行じぎょうぼしてき結構けっこう主體しゅたい,其它てき主要しゅようよし碎冰矽酸しお混合こんごう組成そせい卫一てき密度みつどため3.5275 g/cm3太陽系たいようけいてき衛星えいせいちゅう密度みつど最高さいこうてきあかりあらわてき其他てきとぎりゃく衛星えいせいだか,也比地球ちきゅうてきがつだまようだか[55]根據こんきょ航海こうかいごうとぎ略號りゃくごう測量そくりょうてき衛星えいせい質量しつりょう半徑はんけいよんきょく重力じゅうりょく係數けいすうせき於質りょうざい內部如何いかぶん佈的すう值)建立こんりゅうてき模型もけい建議けんぎ它的內部外部がいぶあいだゆうしょ不同ふどうてきとみ矽酸しおてきそとからかず內部てきはこてつある硫化りゅうかてつとみ含在核心かくしん [35]金屬きんぞく核心かくしんてき質量しつりょう大約たいやく佔了卫一質量しつりょうてき20% [56]依據いきょかく心中しんちゅうの硫的含量,如果完全かんぜんよしてつ組成そせい核心かくしんてき半徑はんけいざい350いたり650公里くり(220いたり400英里えりあいだ;如果よしてつ混和こんわ組成そせい核心かくしんてき半徑はんけいそくざい550いたり900公里くり(310いたり560英里えり)。とぎ略號りゃくごうてき磁強けいぼつゆうはか卫一內部てき磁場じば所以ゆえんみとめため核心かくしんぼつゆう對流たいりゅう[57]

模型もけい建議けんぎ卫一內部てき組成そせいはこいたりしょうゆう75%よしとみ含鎂てき礦物橄欖かんらんせき組成そせいなみ且有大量たいりょう類似るいじLたまつぶ隕石いんせきLLたまつぶ隕石いんせきてき隕石いんせきなみ且有さらだかてきてつ含量(あい較於地球ちきゅうてき衛星えいせいつきだまてきただし仍比火星かせいてい[58][59]よう維持いじざい卫一上觀察到的熱流,10-20%てきはこ也許溶解ようかいてきただし觀察かんさついた高溫こうおんてき火山かざん作用さよう地區ちく,也許ゆうさらだかてき熔解比例ひれい[60]よし於廣泛的火山かざん作用さよう卫一てき岩石がんせきけん主要しゅようよし硫磺玄武岩げんぶがん組成そせい,它的あつたびいたりしょうゆう12公里くり(7英里えり),ただしかい超過ちょうか40公里くり(25英里えり[61][56]

潮汐ちょうせき加熱かねつ

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不同ふどう地球ちきゅうがつだま卫一內部的熱源主要來自潮汐ちょうせき散逸さんいつ而不放射ほうしゃせい同位どういもとてきおとろえへん,這是卫一的軌道與歐羅巴和蓋尼米德共振的結果[30]。這樣てきねつあずか木星もくせい和木わき卫一てき距離きょり軌道きどうてきはなれしんりつ、它的內部構造こうぞう物理ぶつり狀態じょうたいゆうせき[60]。它和おうともみあずかぶたあままいとくてきひしげひろしひしげ共振きょうしん,維繫りょう卫一的離心率並且防止了它因潮汐散逸而使軌道變圓。軌道きどう共振きょうしん也幫じょ卫一維持到木星的距離,そく木星もくせいゆうおこりてき潮汐ちょうせきはたしるべ致木卫一的軌道成螺旋形的逐漸由外向內的朝母行星接近[62]卫一的潮汐隆起在軌道上的近木こぎてんとおてんてき時刻じこくあいだゆうちょ100まい(330えい呎)てき垂直すいちょく變化へんかよし於這しゅ潮汐ちょうせきひしげ扯在卫一的內部產生了摩擦或是潮汐散逸,如果ぼつゆう軌道きどう共振きょうしん,這些しょう使とく卫一的軌道變得更圓;ざい卫一的內部創造更大的潮汐加熱,使つかい這顆衛星えいせい內部さらてきはこ核心かくしん熔化。如此さんせいてきのうりょうだい放射ほうしゃせいおとろえへんてき200ばい[5],這些熱量ねつりょう火山かざん活動かつどうてき形式けいしき釋放しゃくほう出來でき造成ぞうせいざい觀測かんそくじょうてきだかねつりゅうぜんたま總量そうりょう:0.6 いたり1.6×1014 かわら[60]。它的軌道きどう模型もけいみとめため卫一內部的潮汐加熱會隨著時間而改變,なみ且目まえてきねつりゅう也不長時間ちょうじかん平均へいきんてき代表だいひょう[60]

表面ひょうめん

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卫一てき表面ひょうめん

もと於他們對がつだま星和せいわ水星すいせいとう古老ころう表面ひょうめんてき經驗けいけん科學かがくあずかざい航海こうかい1ごうつてかいてきだい一張木卫一的影像上將看見許多的撞擊あなよこまたがざい表面ひょうめんてき撞擊あな密度みつど提供ていきょう卫一てき年齡ねんれいただし們很おどろきいぶかてき發現はつげんざい表面ひょうめんいく乎全撞擊あな而代これてきこうすべりてき平原へいげんかずざい表面ひょうめんゆうちょかくしき各樣かくよう大小だいしょうてき火山かざん口和くちわ火山かざんてき熔岩ようがんりゅう[27]あずか各地かくち觀測かんそくまとてんらい比較ひかく卫一的表面有著五顏六色的來自不同的硫磺組成的材料(比較ひかくおこりらい卫一的前導半球有著腐敗的たちばなある披薩てき顏色かおいろ[63]缺乏けつぼう撞擊あな表示ひょうじ卫一的表面是很年輕的,ぞう地球ちきゅうてき表面ひょうめん山口やまぐち它們製造せいぞうてき連綿れんめんぜってき火山かざん物質ぶっしつ掩埋掉。ざい航海こうかい1ごうたん暫的觀察かんさつあかしじつりょう這個壯觀そうかんてき情景じょうけいいたりしょうゆう9活火山かっかざん存在そんざいちょ[29]

表面ひょうめんてき成分せいぶん

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卫一てき自轉じてん紅色こうしょくてきだいたまき圍繞いじょうちょてき佩莱火山かざん

卫一かお六色的表面是它廣泛的火山作用導致各種各樣材料的結果,這些材料ざいりょう包含ほうがん矽酸しおれいちょく輝石きせきるい)、硫磺氧化硫 [64] 二氧化硫的霜橫跨並普遍的存在於木卫一表面,形成けいせい白色はくしょくある灰色はいいろ材料ざいりょう組成そせいてき廣大こうだい區域くいき散布さんぷ在中ざいちゅう緯度いどきょくてき硫磺,經常けいじょう受到輻射ふくしゃてき破壞はかい造成ぞうせい穩定てき8鏈硫磺被破壞はかい。這種輻射ふくしゃてき破壞はかい使とく卫一的極區呈現紅褐色。[12]

爆發ばくはつてき火山かざん經常けいじょうさんせいかさがたてきりゅうたばねはた表面ひょうめん塗裝とそうじょう硫磺矽酸しおてき材料ざいりょうりゅうたばねざい卫一表面ひょうめんてき沉積ぶつかい依據いきょりゅうたば內硫磺和二氧化硫數量的不同而呈現白色或紅色。通常つうじょうしたがえ包含ほうがん大量たいりょうS2てき火山かざん形成けいせいてきりゅうたばねかいしるべ致紅しょくてき扇形せんけい沉積,あるざい極端きょくたんてきれい子中こなか形成けいせいだいてき高度こうどたちいた450公里くり(280英里えりてき主要しゅよう事例じれいちゅう紅色こうしょくたまき[65]。一個流束形成紅色圓環沉積的明顯例子是裴蕾火山,這個紅色こうしょくてき沉積主要しゅよう硫磺(通常つうじょう3ある4鏈的硫磺分子ぶんし)、氧化硫、あるものかえゆうCl2SO2[64]形成けいせいざい矽酸しお熔岩ようがんえんてきりゅうたばね通過つうか熔岩ようがんさきまえやめけい沉積てき硫磺氧化硫)かい造成ぞうせい灰色はいいろある白色はくしょくてき沉積。

由木よしき卫一てき結構けっこう高密度こうみつどみとめため卫一沒有或是只有少量的みず,雖然偵測いた含冰くずある含水礦物てきしょう礦穴,さい著名ちょめいてきざいよし什巴尔山脉Gish Bar Monsてき西北せいほくがわ[66]みずてき缺乏けつぼう以歸とがめ於木ぼしざい早期そうきゆうあし夠的ねつざい太陽系たいようけいてきえんじ過程かてい中將ちゅうじょうざい卫一附近ふきんてき揮發きはつせい物質ぶっしつぞうすい蒸發じょうはつ掉了,ただしねつ不足ふそく影響えいきょうさらとおしょてき地方ちほう

火山かざん作用さよう

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とぎ略号りゃくごうさがせ测器1999ねん11月いたり2000ねん2がつ间拍摄的あきらへん顯示けんじ陀湿火山かざんこう区域くいきない活動かつどうてき熔岩ようがんりゅう空白くうはく原始げんしすうよりどころやめ飽和ほうわてき區域くいき)。

由木よしき卫一てき軌道きどうはなれしんりつ引發てき潮汐ちょうせきねつはさま使该衛ほししげるため太陽系たいようけいちゅう火山かざんかつ动最活躍かつやくてき天體てんたい有數ゆうすう百座火山中心和四處流竄的熔岩ようがんりゅうとう發生はっせいだい规模噴發成分せいぶん主要しゅよう玄武岩げんぶがんてき矽酸しおあずかとみてつ鎂質あるちょうてつ鎂質いわてき熔岩ようがんりゅうちょうじゅうばい於平ちょうたちすうひゃく公里くり。做為這些活動かつどうてきふく產品さんぴん,硫磺、二氧化流和矽酸鹽碎屑とう物質ぶっしつぞう灰燼かいじん),吹送いたり500公里くり(310英里えりてき高空こうくうちゅう形成けいせい巨大きょだいてき伞状りゅうたばねため周圍しゅうい地表ちひょう提供ていきょうりょうべにくろしろとう彩繪さえ材料ざいりょう,并为卫一大气层和木星广阔的磁层提供了大量的補充物。

卫一的表面有許多由沉積物構成,しょうため山口やまぐちてきてん[67]火山かざんこう一般都有高聳的坑壁和较大范围的平坦表面。這些特徵とくちょう類似るいじ地球ちきゅうじょうてきやぶ火山かざんこう們是如同地球ちきゅうじょうてきひょういちようよし一些崩塌的熔岩管所构成,ただし這些仍都知的ちてきゆう一種假說認為這些地貌可已經由發掘火山形成的いわそうかずたたみ進入しんにゅうある排除はいじょざいいわそうじょうてき材料ざいりょうらい鑑識かんしき[68]不同ふどう地球ちきゅう火星かせいてき特徵とくちょう,這些沉積ぶつぼつゆうざいたてじょう火山かざん中心ちゅうしんてき尖峰せんぽうなみ且更ため巨大きょだい,它們てき平均へいきん直徑ちょっけい41公里くり(25英里えり),最大さいだいてきらくもと山口やまぐち直徑ちょっけいたちいた202公里くり(126英里えり[67]無論むろん形成けいせいてきせい如何いか許多きょた山口やまぐちてきがたたいがく分布ぶんぷ狀態じょうたい建議けんぎ這些特徵とくちょう受到結構けっこううえてきひかえせいあるものいたりしょうゆう一半與山或斷層有關[67]。這些特徵とくちょう通常つうじょう火山かざん爆發ばくはつてき特徵とくちょう可能かのう熔岩ようがんりゅう橫越よこごし山口やまぐち內的平原へいげんぞう2001ねんよし什巴尔火山口やまぐちてき噴發,ある熔岩ようがんみずうみてき形成けいせい[69][6]ざい卫一的熔岩湖有一個會持續翻轉的熔岩外殼,ぞう裴蕾火山かざんあるゆうちょこぼしてんじょうぶしてきそとからぞうらくもと山口やまぐち[70][71]

熔岩ようがんりゅう代表だいひょう卫一另一種的主要火山地形。岩漿がんしょうしたがえ山口やまぐち表面ひょうめんてき氣孔きこうあるきれぬい噴發出來できさんせい膨脹ぼうちょう形成けいせいてき熔岩ようがんりゅう類似るいじ地球ちきゅうじょうざいなつたけしえびすてきけいろう火山かざんらいとぎ略號りゃくごうてき影像えいぞう顯示けんじ卫一許多的主要熔岩流,ぞう普羅ふらよねおさむ火山かざんおもねべいひしげあま火山かざんざいきゅうてき熔岩ようがんりゅうじょうさんせいしょうてきだんきれところ上方かみがたさん生新せいしん熔岩ようがんりゅうてき堆積たいせき[72]ざい卫一上也觀察到夠大的熔岩噴發,れい如,したがえ1979ねん旅行りょこうしゃごういた1996ねんとぎ略號りゃくごうてきだいいち觀測かんそく普羅ふらよねおさむ斯熔がんりゅう锋就流動りゅうどうりょう75いたり95公里くり(47いたり59英里えり)。ざい1997ねんてきいち主要しゅよう噴發,さんせいりょう超過ちょうか3,500公里くり2 (1,350英里えりちょうてき新鮮しんせん熔岩ようがんりゅうなみ且充斥在鄰近てきかわ兰火山口やまぐち[36]

しん視野しやごうてきはり連續れんぞく影像えいぞう顯示けんじ卫一的陀湿多火山口噴出的物體高出表面達330公里くり

科學かがく分析ぶんせき旅行りょこうしゃさがせ测器图像あいしんじ這些流體りゅうたい主要しゅようよし熔解てきかく种硫化物ばけものしょ組成そせいただしずい後地うしろじもと天文台てんもんだいとぎ略號りゃくごうてき觀測かんそく顯示けんじ這些流體りゅうたいよし玄武岩げんぶがんあずか鎂鐵しつちょう鎂鐵しつ構成こうせいてき。這樣てき假說かせつ依據いきょたい卫一てき"ねつてん"進行しんこう溫度おんど測量そくりょうあるねつ輻射ふくしゃ位置いちてき結果けっか,這些結果けっか建議けんぎてき溫度おんどいたりしょうこうたち1,300 K,さら有高ありだかたち1,600 Kてきてん[73],估計原始げんしてき噴發溫度おんど以達いた2,000 K[36]ただしいんため當初とうしょ使用しよう錯誤さくごてき溫度おんど模型もけいはた溫度おんど塑造てきこうこれやめけいしょうじつ溫度おんどこう估了[73]

ざい佩莱火山かざんらくもと山口やまぐち發現はつげんりゅうたばしょうじつ卫一有活躍的地質活動的一個標誌[28]通常つうじょう,這些りゅうたば硫磺二氧化硫以每秒1公里くり(0.6英里えりてき速度そくどしたがえ火山かざん噴發出來できしょ形成けいせいてきざいりゅうたばちゅう發現はつげんてき物質ぶっしつかえ包括ほうかつ鈉、[74][75]。這些りゅうたばおこりらいよし下面かめんしゅ方法ほうほうちゅうてき一種いっしゅ形成けいせいてき[76]卫一的流束最大的時候是當被熔化的岩漿從火山かざんこうある熔岩ようがんみずうみ噴出ふんしゅつ硫磺氧化硫てき時候じこうなみ經常けいじょうかい扯洩矽酸しおてき火山かざん碎屑,這些りゅうたばかいざい表面ひょうめん形成けいせい紅色こうしょくたん鏈的硫磺)かず黑色こくしょく(矽酸しお火成岩かせいがんてき碎屑)てき沉積ぶつ。這些りゅうたばねざい卫一表面被觀察到最大的是直徑達到1,000公里くり(620英里えりてき紅色こうしょく環狀かんじょう沉積,れい佩莱火山かざん陀湿火山かざんこう达日はくかく火山かざんこうみやこただしよししゃしゅ形式けいしきてきりゅうたば造成ぞうせいてき。另一種形式流束造成的是當熔岩流將底部的二氧化硫霜氣化,はた硫磺送上空じょうくうちゅうあきらしゅ形式けいしきてきりゅうたば經常けいじょう形成けいせいあかりあきらてき圓形えんけい氧化硫沉せき。這種形式けいしきてきりゅうたば高度こうど通常つうじょうてい於100公里くり(62英里えり),なみ且流たば維持いじ很長てき壽命じゅみょうぞう普羅ふらよねおさむ火山かざんおもねべいひしげあま火山かざんさんれい火山かざん

山脈さんみゃく

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とぎ略號りゃくごうところはくてきだか5.4公里くりたくまれしかやまはいかい影像えいぞう

卫一表面ひょうめんゆう100いたり150やまほう平均へいきん高度こうどため6公里くり最高さいこうてき一座是位於南極的はくおもねさくとぎさんこうたち17.5±1.5公里くり[7]やまほう通常つうじょう很巨だい平均へいきんちょう157公里くり隔絕かくぜつてき結構けっこうおこりらいぼつゆうぜんたませいてき構造こうぞうしき,跟地球ちきゅうじょうてきやまほういちよう[7]卫一必須要有矽酸鹽岩石構成的地殼,才能さいのうささえ撐這些巨だいてきやまほうそう較之硫磺構成こうせいてき地殼ちかく不可能ふかのうさんせい[77]

儘管卫一廣泛的火山作用呈現出許多的特徵,いく所有しょゆうてき山都やまとゆうらい地殼ちかく運動うんどうてき結構けっこう卫一多數的山峰並非由火山所造成,はん而是よし岩石がんせきけん受到壓縮あっしゅく應力おうりょくてき結果けっか形成けいせい,這些經由けいゆ卫一外殼經常性的掀動和ぎゃく斷層だんそうひさげだかてき[78]しるべ致山ほう形成けいせいてき壓縮あっしゅく應力おうりょく火山かざん沉積てき物質ぶっしつ不斷ふだん埋葬まいそうてき結果けっか[78]ぜんたませいてき山脈さんみゃくぶん佈看おこりらいあずか火山かざん結構けっこう相對そうたいしょうてきやまほう分布ぶんぷ區域くいきただゆうしょうもとてき火山かざん存在そんざいたんまたしか[79]。這建議けんぎだい尺度しゃくど區域くいきてき岩石がんせきけん結構けっこう何處どこ壓縮あっしゅく支持しじやまてき形成けいせいかず擴張かくちょう支持しじ山口やまぐちてき形成けいせい所掌しょしょうひかえ[80]區域くいきせいてきしか而山山口やまぐち經常けいじょう緊靠ざい一起かずきのり當山とうざんざい形成けいせいなみ到達とうたつ表面ひょうめん曾經ゆう斷層だんそう形成けいせい,而造成ぞうせい岩漿がんしょうてき侵蝕しんしょく[67]

ざい卫一じょうてきやまほう通常つうじょう周圍しゅういてき平原へいげんじょうますてき結構けっこうゆう各種かくしゅ各樣かくようてきがたたい高原こうげんさい普通ふつうてき[7],這種結構けっこう相似そうじだいいただき平坦へいたんてきかたさんあずか堅固けんごてき表面ひょうめん。其它てきやまおこりらい掀動てき地殼ちかくゆうちょひらたなるはす坡的,きゅうゆうてき表面ひょうめん形成けいせいてき包括ほうかつ表層ひょうそう物質ぶっしつてき陡坡,下層かそう物質ぶっしつ受到壓縮あっしゅく應力おうりょく抬昇てき結果けっか。這兩種山たねやま經常けいじょうゆう陡峭てき陡坡形成けいせい一個或多個的邊緣。ざい卫一上只有幾座山的源頭看起來是火山,這些やま類似るいじたてじょう火山かざん,坡度ひらたなるてき(6–7°),中心ちゅうしんゆういちしょうてきやぶ火山かざんこうかず沿著附近ふきんてきあさ傾斜けいしゃえん[81]。這些火山かざん通常つうじょう比木ひき卫一的山的平均大小為小,平均へいきんただゆう1いたり2公里くり(0.6いたり1.2英里えりてき高度こうど40いたり60公里くり(25いたり37英里えりひろし。其它かえゆういく傾斜けいしゃさらひらたなるてきたてじょう火山かざんいんためゆう熔岩ようがんりゅうなり輻射ふくしゃじょうてきしたがえ中央ちゅうおう輻射ふくしゃ而出,さいしたがえがたたいがくじょう推斷すいだん卫一じょうてき火山かざんぞうひしげ火山かざん結構けっこう[81]

いく所有しょゆうてきやまおこりらいざい退化たいかてき階段かいだんじょう大形おおがたてき山崩やまくずれ沉積卫一上的山的地基共同的現象,いん崩壞ほうかい作用さよう建議けんぎ退化たいかてき主要しゅよう形式けいしきざい卫一的方山和高原共同的特徵是扇貝狀的邊緣,這是二氧化硫從木卫一的地殼滲透しんとうしるべ致山てきあたりえん區域くいき弱化じゃっかてき結果けっか[82]

極光きょっこうざい卫一てき上層じょうそう大氣たいき發光はっこう不同ふどうてき顏色かおいろらい自大じだいちゅう不同ふどうてき成分せいぶん綠色みどりいろ原子げんし紅色こうしょく原子げんし藍色あいいろ火山かざんてき氣體きたいぞう氧化硫)。影像えいぞうざいいちしょくかげてき

大氣たいきそう

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卫一てき大氣たいきそう極端きょくたん稀薄きはくただゆう地球ちきゅう大氣たいき壓力あつりょくてきじゅうおくふんいち主要しゅようてき成分せいぶん氧化硫[32],而氯化鈉いち氧化硫也有やゆうしょうもと[83]稀薄きはくてき卫一大氣たいき意味いみちょ未來みらい以任なん方式ほうしきちょりく卫一的探測器都不需要安裝隔熱板來保護儀器,ただし需要じゅようはん推進すいしん火箭かせんらい進行しんこうのぼりりく稀薄きはくてき大氣たいき也使とくとうりくてき設備せつび必需ひつじゅ堅固けんごとくあし抗拒こうきょ木星もくせい強烈きょうれつてき輻射ふくしゃ,這些輻射ふくしゃ也使稀薄きはくてき大氣たいきへんとく稠。

同樣どうようてき輻射ふくしゃ(以でん漿てき形式けいしき存在そんざい)也將大氣たいき剝離,所以ゆえん必須ひっす經常けいじょう補充ほじゅう大氣たいき[83]。二氧化硫最引人注目的來源是火山作用,ただし大氣たいきそう受到陽光ようこう持續じぞくてき照射しょうしゃ也會使凍結とうけつてき氧化硫昇華しょうか大氣たいきそう主要しゅようきりせいざい赤道せきどういんため該處さい溫暖おんだんてき,而且のう形成けいせいりゅうたばてき活躍かつやく火山かざん多數たすう也在赤道せきどうじょう[84]。其它てき變化へんか也會存在そんざい,以在山口やまぐち附近ふきんてき密度みつど最高さいこう特別とくべつゆうりゅうたばてき火山かざんこう),かえ有木ありき卫一てきはん木下きのしたてん卫一上距離木星最遠的一點,てき二氧化硫霜的數量最豐富)[83]

衛星えいせいはくてきだか解析かいせき影像えいぞう顯示けんじ天文學てんもんがくざい衛星えいせいしょくてき時候じこう以觀察到類似るいじ輝光てるみつてき極光きょっこう[85]。這種現象げんしょう輻射ふくしゃあずか大氣たいきそうてき作用さよう,如同地球ちきゅうてき極光きょっこう極光きょっこう通常つうじょう現在げんざいぎょうほしてき磁極じきょく附近ふきんただし卫一最明亮極光卻位在赤道區域。卫一本身ほんみぼつゆう磁場じばいん此,電子でんし沿著木星もくせいてき磁場じば接近せっきん卫一並直接撞擊到衛星的大氣層。えつてき電子でんし撞擊大氣たいきそう極光きょっこう就越あきらあきら,而磁りょくせんあずか衛星えいせいせいきりてき(也就せつ接近せっきん赤道せきどう),いん此在經過けいかてきばしらかい最長さいちょう極光きょっこうあずか卫一上的正切點的結合被觀察到的「あきらどう指出さしで木星もくせいてき傾斜けいしゃ磁偶きょくじょう變化へんか方向ほうこう[86]

まぼろし作品さくひんちゅうてき卫一

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ざい瑟·かつひしげかつてき小說しょうせつ《2010ふとむなし漫遊まんゆう》(2010: Odyssey Two, 1984ねん作品さくひんちゅうつつみ及发现号ふとしそらせんたいまもるいち進行しんこう觀測かんそく,其船火山かざんしょ噴出ふんしゅつてき硫磺しょくつがえぶた

ざいでん連續れんぞくげきともえ比倫ひりんごう》(Babylon 5)ちゅう卫一是其殖民地之一。

ざい漫畫まんが機動きどう戰士せんしうみぬすめこうだんちゅうまもるいち作品さくひん中稱ちゅうしょうためおく”)木星もくせい帝國ていこくてき根據地こんきょちてき消息しょうそくきゅうじゅう先鋒せんぽうぐんいん此十字先鋒軍決定向伊奧突擊。

相關そうかん條目じょうもく

[编辑]

參考さんこう資料しりょう

[编辑]
  1. ^ Blue, Jennifer. Planet and Satellite Names and Discoverers. USGS. 9 November 2009 [2018-01-08]. (原始げんし内容ないようそん于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]. (原始げんし内容ないようそん于2010-01-18). 
  4. ^ Classic Satellites of the Solar System. Observatorio ARVAL. [2007-09-28]. (原始げんし内容ないようそん档于2011ねん8がつ25にち). 
  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. (原始げんし内容ないようそん档于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]. (原始げんし内容ないようそん档于2008-07-25). 
  10. ^ Marius, S. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. 1614 [2009-05-13]. (原始げんし内容ないようそん于2011-08-25).  (in which he attributes the suggestion页面そん档备份そん互联网档あん) to Johannes Kepler)
  11. ^ Io: Overview. NASA. [March 5, 2012]. (原始げんし内容ないようそん于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]. (原始げんし内容ないようそん于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]. (原始げんし内容ないようそん于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]. (原始げんし内容ないようそん于2011-08-25). 
  15. ^ Blue, Jennifer. Io Nomenclature Table of Contents. USGS. June 14, 2007 [2007-06-14]. (原始げんし内容ないようそん于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]. (原始げんし内容ないようそん于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]. (原始げんし内容ないようそん于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]. (原始げんし内容ないようそん于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]. (原始げんし内容ないようそん于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]. (原始げんし内容ないようそん于2011-08-25). 
  26. ^ Voyager Mission Description. NASA PDS Rings Node. 1997-02-19 [2007-04-21]. (原始げんし内容ないようそん档于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 μみゅーm. 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]. (原始げんし内容ないようそん于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]. (原始げんし内容ないよう (PDF)そん档于2011-08-25). 
  43. ^ Cosmic Vision 2015–2025 Proposals. ESA. 2007-07-21 [2009-02-20]. (原始げんし内容ないようそん于2011-08-25). 
  44. ^ McEwen, A. S.; the IVO Team. Io Volcano Observer (IVO) (PDF). Io Workshop 2008. Berkeley, California. 2008 [2009-05-18]. (原始げんし内容ないよう (PDF)そん档于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]. (原始げんし内容ないようそん于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]. (原始げんし内容ないようそん于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. (原始げんし内容ないようそん (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あるふぁ 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. 

外部がいぶ連結れんけつ

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