Io Jowisz I | |
Io podjęte w 1999 roku przez Galileo | |
Rodzaj | Naturalny satelita Jowisza |
---|---|
Charakterystyka orbitalna ( Epoka 16 stycznia 1997) | |
Półoś wielka | 421 800 km |
Perycentrum | 420 000 km |
Apocentrum | 423 400 km |
Ekscentryczność | 0,004 1 |
Okres rewolucji | 1769 d |
Nachylenie | 0,036 ° |
Charakterystyka fizyczna | |
Średnica | 3643,2 ± 1,0 km |
Masa | 8,93 × 10 22 kg |
Średnia gęstość | (3,528 ± 0,006) × 10 3 kg / m 3 |
Grawitacja powierzchniowa | 1,80 m/s 2 |
Prędkość zwalniania | 2,6 km / s |
Okres rotacji | 1,769 d synchroniczny |
Pozorna wielkość | 5.02 do sprzeciwu |
Średnie albedo | 0,63 ± 0,02 |
Temperatura powierzchni | średnia: 130 K min: 80 K maks: 2000 K |
Charakterystyka atmosfery | |
Ciśnienie atmosferyczne | Ślady |
Odkrycie | |
Odkrywca | Galileusz |
Data odkrycia | 8 stycznia 1610 r |
Oznaczenie (e) | |
Io lub Jowisz I jest naturalnym satelitą Jowisza . Dokładniej, jest trzecim co do wielkości Galilejczykiem księżyc , a jeden z najbliższego orbity do planety Jowisz , o pół- główną oś o 421,800 kilometrów i okres rewolucji około 42 godzin. Jest to również czwarty co do wielkości księżyc w Układzie Słonecznym , najgęstszy z nich oraz znany obiekt astronomiczny zawierający najmniej wody .
Z ponad 400 aktywnymi wulkanami , Io jest najbardziej aktywnym geologicznie obiektem w Układzie Słonecznym . Ta ekstremalna aktywność geologiczna jest wynikiem ocieplenia pływowego spowodowanego tarciem generowanym wewnątrz Księżyca przez jego oddziaływania grawitacyjne z Jowiszem i innymi satelitami Galileusza - zwłaszcza Europą i Ganimedesem, z którymi znajduje się on w rezonansie orbitalnym . Wulkany wytwarzać plamy z siarki i siarki, dwutlenek które wznoszą setek kilometrów powyżej powierzchni, a następnie pokrycie rozległymi polami księżyca z mroźnego warstwy materiału. Pióropusze, związane ze strumieniami lawy, które mogą rozciągać się na ponad 500 km długości, powodują duże zmiany powierzchni i malują ją na różne odcienie żółci, czerwieni, bieli, czerni i zieleni. Materiały wytworzone przez ten wulkanizm z jednej strony tworzą cienką i nierówną atmosferę Io, az drugiej wytwarzają duży torus plazmy wokół Jowisza dzięki ich interakcji z magnetosferą planety .
Obszar ten jest także usiany ponad 100 gór , które są podnoszone przez zjawisk tektonicznych na dnie skorupy z krzemianu . Niektóre z tych szczytów są wyższe niż Mount Everest , chociaż promień Io jest 3,5 razy mniejszy niż promień Ziemi i mniej więcej równy promieniowi Księżyca . W przeciwieństwie do większości księżyców Zewnętrznego Układu Słonecznego , które w większości zbudowane są z lodu wodnego , Io składa się ze skał krzemianowych otaczających rdzeń ze stopionego żelaza lub pirytu .
W XVII th i XVIII -go stulecia, Io odgrywa ważną rolę w rozwoju astronomii . Po raz pierwszy zaobserwowano wstyczeń 1610 16przez Galileo z innymi satelitami Galileusza, odkrycie to sprzyja na przykład przyjęciu kopernikańskiego modelu Układu Słonecznego. To astronom Szymon Marius , twierdzący, że odkrył gwiazdę przed Galileuszem Galileuszem, który w ten sposób nazwał ją po postaci z mitologii greckiej Io , kapłanką Hery i kochanką Zeusa . Pod koniec XIX -go wieku , to w końcu stało się możliwe, aby rozwiązać swoje właściwości powierzchni, takiej jak jego ciemny czerwony polar i równikowej te regiony jasne. W 1979 roku, sondy kosmiczne z tej Voyager programu ujawnił swoją działalność geologiczną i charakterystykę jego młodego powierzchni bez kraterów . Następnie Galileo wykonał kilka bliskich przelotów w latach 90. i na początku XXI wieku, uzyskując dane na temat jego wewnętrznej struktury, składu powierzchni i wpływu na magnetosferę Jowisza. Od tego czasu inne obserwacje dokonują sondy Cassini , New Horizons i Juno , a także z Ziemi przez teleskopy naziemne czy teleskop kosmiczny Hubble .
Wielkiej półosi orbity Io wokół Jowisza jest +421.700 km na południowy od środka planety. Ta orbita jest pomiędzy orbitami Teb i Europy ; Io jest 5 th satelita najbliżej Jowisza i najgłębsza z Galileusza księżyców . Jej okres rewolucji to 42,5 godziny .
Io jest w rezonansie orbitalnym 2:1 z Europą i 4:1 z Ganimedesem : kiedy Europa okrąża jedną orbitę, Io okrąża dwie; podobnie Io stwierdza cztery orbity tylko dla jednej Ganimedesa - ponieważ istnieje kilka obiektów rezonujących, mówi się również o rezonansie Laplace'a. Ten rezonans utrzymuje mimośród orbity Io (0,0041) i tym samym wytwarza główne źródło ciepła dla jego aktywności wulkanicznej . Bez tej wymuszonej ekscentryczności orbita Io stałaby się bardziej kołowa, co prowadziłoby do bardzo osłabionej aktywności geologicznej.
Podobnie jak inne satelity galileuszowe – i podobnie do Księżyca vis-à-vis Ziemi – Io ma synchroniczny obrót : jego okres obrotu jest taki sam, jak jego okres obrotu, co oznacza, że Księżyc zawsze ma tę samą twarz skierowaną w stronę Jowisza . Cecha ta umożliwia zdefiniowanie systemu długości geograficznych na Io: jego południk zerowy i jego równik spotykają się w punkcie subjowiszowym. Ponadto strona Io zawsze zwrócona w stronę Jowisza jest znana jako półkula Subjowian, podczas gdy strona, która zawsze jest zwrócona na zewnątrz, jest znana jako półkula antyjowińska. Strona Io zawsze zwrócona w kierunku, w którym porusza się Io na swojej orbicie, nazywana jest przednią półkulą, podczas gdy strona, która zawsze jest zwrócona w przeciwnym kierunku, nazywana jest tylną półkulą.
Z powierzchni Io Jowisz zakreśliłby łuk zbliżający się do 18,5 °, sprawiając, że Jowisz wydaje się być około 37 razy większy od Księżyca na ziemskim niebie. Odpowiada to pozornej powierzchni na niebie około 1370 razy większej.
Io jest nieco większy od Księżyca : jego średni promień wynosi 1821,5 km – około 5% więcej niż Księżyca – a masa 8,931 9 × 10 22 kg – około 21% większa niż Księżyca. Satelita ma kształt elipsoidy obrotowej , której największa oś jest skierowana w stronę Jowisza w wyniku jego obrotu na sobie.
Wśród księżyców galileuszowych Io jest mniejszy i mniej masywny niż Ganimedes i Kallisto , ale większy i masywny niż Europa . Jest to również czwarty co do wielkości księżyc w Układzie Słonecznym .
Złożony głównie z krzemianów i żelaza , Io swoim składem jest bliższy planetom ziemskim niż innym satelitom Zewnętrznego Układu Słonecznego , które z kolei składają się głównie z mieszaniny lodu i krzemianów. Jego gęstość wynosi 3,527 5 g / cm 3 , co czyni go najgęstszym ze wszystkich naturalnych satelitów w Układzie Słonecznym , co jest znacznie wyższe niż w przypadku innych satelitów galilejskich (w szczególności Ganymede i Callisto, których gęstość wynosi około 1,9 g / cm 3 ) lub nawet nieco wyższy niż Księżyca ( 3,344 g/cm 3 ).
Modele masy, promienia i kwadrupolowych współczynników grawitacyjnych - wartości liczbowych związanych z rozkładem masy w obiekcie - Io, obliczone na podstawie pomiarów Voyagera i Galileo , sugerują, że jego wnętrze jest rozróżniane na rdzeń żelazny lub pirytowy i płaszcz, a następnie skorupa bogata w krzemiany. Metaliczny rdzeń stanowi około 20% masy Io, a jego promień wynosi od 350 do 650 km, jeśli jest prawie w całości wykonany z żelaza, lub od 550 do 900 km, jeśli jest wykonany z mieszaniny żelaza i siarki. . Magnetometr z Galileo nie wykrywa pola magnetycznego, wrodzoną IO, co wskazuje na brak konwekcji z jądra do generowania pola efekt prądnicy .
Modelowanie składu wewnętrznego Io sugeruje, że płaszcz składa się w co najmniej 75% z forsterytu i ma skład zbliżony do składu meteorytów typu L i LL , z wyższą zawartością żelaza w porównaniu z krzemem niż Ziemia lub Księżyc , ale niżej niż Mars . Aby podtrzymać strumień ciepła obserwowany nad Io, 10-20% płaszcza Io może ulec stopieniu, chociaż regiony, w których obserwuje się wulkanizm o wysokiej temperaturze, mogą mieć wyższe frakcje stopu. Ponadto ponowna analiza danych magnetometru z Galileo w 2009 roku wykazały obecność pola magnetycznego indukowanego na Io, co sugeruje obecność oceanu magmy do 50 km pod jego powierzchnią. Szacuje się, że ta warstwa ma grubość 50 km i stanowiłaby około 10% płaszcza Io. Szacuje się, że temperatura w oceanie magmowym sięga 1500 K (1227 °C) . Litosfery Io, składający się z bazaltu i siarki osadzonej wulkanicznej, wynosi pomiędzy 12 i 40 kilometr grubości .
W przeciwieństwie do Ziemi i Księżyca, głównym źródłem wewnętrznego ciepła Io jest ocieplenie pływowe , a nie rozpad radioaktywnych izotopów . To ogrzewanie zależy od rezonansu orbitalnego Io z Europą i Ganimedesem, odległości od Io do Jowisza, jego ekscentryczności, składu jego wnętrza i stanu fizycznego. W ten sposób jego rezonans z Europą i Ganimedesem utrzymuje ekscentryczność Io i zapobiega tworzeniu się jego orbity przez siły pływowe . Pomaga również utrzymać odległość od Io do Jowisza, w przeciwnym razie powstawanie pływów na planecie powoli oddala Księżyc, tak jak Księżyc oddala się od Ziemi.
Siły pływowe doświadczane przez Io są około 20 000 razy większe niż te, których doświadcza Ziemia z powodu Księżyca. Również pionowa różnica w jego wybrzuszeniu pływowym pomiędzy momentem, w którym Io jest w apocentrum i w perycentrum jego orbity, może wynosić do 100 m . Tarcie wytwarzane wewnątrz Io z powodu tej zmiennej trakcji powoduje ogrzewanie, topienie znacznej ilości płaszcza i rdzenia Io. Ilość wytworzonej energii jest do 200 razy większa niż ta wytworzona wyłącznie z rozpadu radioaktywnego. Ciepło to jest uwalniane w postaci aktywności wulkanicznej, generując główny obserwowany przepływ ciepła 0,6 do 1,6 x 10 14 W . Modele jego orbity sugerują, że wielkość ocieplenia pływowego na Io będzie się zmieniać w czasie.
Chociaż istnieje naukowy konsensus, że wiele wulkanów na Księżycu jest konsekwencją tego ogrzewania pływowego, nie znajdują się one jednak w pozycjach przewidzianych przez ten model. Rzeczywiście są one przesunięte o 30 do 60 stopni na wschód. W 2015 roku badania zasugerowały, że to przesunięcie na wschód może być spowodowane przez ocean magmy pod powierzchnią, który generowałby dodatkowe ciepło w wyniku tarcia ze względu na swoją lepkość .
Inne naturalne satelity Układu Słonecznego doświadczają podobnego ocieplenia. Ta zdolność do wytwarzania ciepła w podziemnym oceanie zwiększa szanse na życie na ciałach takich jak Europa czy nawet Enceladus , księżyc Saturna .
Ze względu na znane powierzchnie Księżyca, Marsa i Merkurego naukowcy spodziewali się zaobserwować wiele kraterów uderzeniowych na pierwszych zdjęciach Io z Voyager 1 w 1979 roku, ich gęstość pojawienia się na powierzchni Ziemi. . Jednak obrazy zwrócone przez sondę kosmiczną pokazują powierzchnię prawie całkowicie pozbawioną kraterów uderzeniowych. Jest raczej pokryta gładkimi równinami usianymi wysokimi górami , dołami o różnych kształtach i rozmiarach oraz strumieniami lawy . Voyager 1 obserwuje również co najmniej dziewięć aktywnych wulkanów podczas swojego lotu.
W przeciwieństwie do większości obserwowanych obiektów niebieskich, powierzchnia Io pokryta jest różnorodnymi kolorowymi materiałami z różnych związków siarki, co czasami powoduje, że księżyc jest porównywany do zgniłej pomarańczy lub pizzy . Brak kraterów uderzeniowych wskazuje, że powierzchnia Io jest geologicznie młoda: podobnie jak w przypadku powierzchni Ziemi, materiały wulkaniczne nieustannie zakopują kratery, gdy się pojawiają. W rezultacie wiek jego powierzchni wynosiłby średnio mniej niż milion lat.
Kolorowy wygląd Io jest wynikiem materiałów osadzonych przez jego rozległy wulkanizm, w tym krzemianów, takich jak piroksen , siarka i dwutlenek siarki . Żel dwutlenku siarki jest wszechobecny na powierzchni Io, tworząc duże obszary pokryte białym lub szarym materiałem. Z drugiej strony siarka tworzy regiony od żółtego do żółtozielonego. Siarka, osadzana na średnich szerokościach geograficznych iw regionach polarnych, jest często uszkadzana przez promieniowanie, rozkładając normalnie stabilną cyklooktasiarkę . To ma wpływ na produkcję czerwono-brązowego koloru regionów polarnych Io, już obserwowany od końca XIX th wieku .
Wybuchowy wulkaniczna na Io , często przyjmując postać w kształcie parasola smug, maluje powierzchnię materiałów siarkę i krzemianowych. Osady pióropuszy na Io są często zabarwione na czerwono lub biało w zależności od ilości siarki i dwutlenku siarki w pióropuszu. Pióra powstałe z odgazowanej lawy z reguły zawierają większą ilość siarki, tworząc czerwony osad lub w skrajnych przypadkach duży czerwony pierścień, często przekraczający 450 km od wulkanu. Znaczącym przykładem takiego osadu pióropuszu jest bardzo duży czerwony pierścień wokół wulkanu Pélé . Te czerwone osady to głównie siarka (zwykle 3- i 4-łańcuchowa siarka cząsteczkowa), dwutlenek siarki i prawdopodobnie chlorek sulfurylu .
Oprócz wulkanów na powierzchni Io znajdują się góry niewulkaniczne, liczne jeziora roztopionej siarki , kilkukilometrowe kaldery oraz przestrzenie płynów o niskiej lepkości, które mają prawdopodobnie setki kilometrów. stopiona siarka lub krzemiany.
Mapowanie i wysoka gęstość Io sugerują, że Io zawiera niewiele wody lub nie zawiera jej wcale , chociaż wstępnie zidentyfikowano małe kieszenie lodu wodnego lub uwodnionych minerałów, szczególnie na północno-zachodnim zboczu Gish Bar Mons . Co więcej, Io jest znanym ciałem z najmniejszą ilością wody w Układzie Słonecznym. Temperatura na powierzchni księżyca waha się od 90 K (−183 °C ) do 130 K (−143 °C) w zależności od pory dnia, przy średniej temperaturze 143 K (−130 °C) .
ToponimiaCharakterystyki na powierzchni Io podlegają ścisłej nomenklaturze Międzynarodowej Unii Astronomicznej. Tak więc aktywne ośrodki erupcyjne, fluctus i paterae noszą w szczególności imię bóstw i bohaterów ognia , błyskawicy i słońca w różnych mitologiach, między innymi Pele ( Hawaje ), Prometeusz i Hefajstos ( starożytna Grecja ), Loki i Surt ( Skandynawia ), Marduk ( Mezopotamia ), Maui ( Polinezja ), Creidne i Culann ( Irlandia ), Inti ( Inca ) czy Amaterasu ( Japonia ). Inne cechy, w tym mensy , montes , plana , regiony , tholi i doliny, zostały nazwane miejscami związanymi z mitem o Io lub postaciami i miejscami z Boskiej Komedii Dantego Alighieri , ze względu na wulkaniczny charakter powierzchni.
Ponieważ powierzchnia została po raz pierwszy dostrzeżona z bliska przez Voyager 1 , UAI rozpoznaje 227 nazw dla cech powierzchni i dużych albedo Io.
Io jest najbardziej godne uwagi ze względu na aktywny wulkanizm , cechę, która była obserwowana jedynie na Ziemi , Trytonie i Enceladusie . Jest to również najbardziej aktywny obiekt niebieski w Układzie Słonecznym , z ponad 400 aktywnymi centrami wulkanicznymi i rozległymi strumieniami lawy . Ten wulkanizm jest konsekwencją ocieplenia pływowego wytwarzanego przez mimośrodowość orbity Io.
Podczas dużej erupcji może powstać lawa o długości kilkudziesięciu, a nawet setek kilometrów, składająca się głównie z law krzemianowo- bazaltowych o składzie maficznym lub ultramaficznym , czyli bogatym w magnez. Założenie to opiera się na pomiarach temperatury gorącego punktu Io, które sugerują temperatury co najmniej 1300 K (1027 ° C), a niektóre nawet 1600 K (1327 ° C) .
Jako produkt uboczny tej działalności, siarka, gazowy dwutlenek siarki oraz krzemianowy materiał piroklastyczny (np. popiół ) są wydmuchiwane w kosmos na odległość 480 km – materiał wyrzucany jest z powierzchni z prędkością około 1000 m/s – , wytwarzając duże pióropusze w kształcie parasola, malując otaczający teren na czerwono (od krótkołańcuchowej siarki) i na czarno (od krzemianowych piroklastyków) i dostarczając materiału do nierównej atmosfery Io i ogromnej magnetosfery Jowisza. Dodatkowe materiały, które można znaleźć w tych chmurach wulkanicznych, obejmują sód , potas i chlor . Największe pióropusze Io, takie jak te emitowane przez Pele , powstają, gdy rozpuszczona siarka i gazowy dwutlenek siarki są uwalniane z erupcji magmy w kraterach wulkanicznych lub jeziorach lawy, często niosąc ze sobą materiał piroklastyczny. Inny rodzaj pióropusza powstaje, gdy strumienie lawy odparowują żel dwutlenku siarki, uwalniając siarkę. Ten rodzaj pióropusza często tworzy białe, błyszczące okrągłe osady z dwutlenku siarki, takie jak wokół wulkanu Masubi .
Powierzchnia Io jest usiana wulkanicznymi zagłębieniami zwanymi paterae, które zazwyczaj mają płaskie gleby ograniczone stromymi ścianami. Charakterystyki te przypominają kaldery ziemskie, ale nie jest pewne, czy mechanizm ich powstawania polega na zawaleniu się nad opróżnioną komorą lawową, jak ma to miejsce na Ziemi. Jedna z hipotez sugeruje, że te cechy są wynikiem ekshumacji progów wulkanicznych, a pokrywający je materiał jest albo wyrzucany, albo integrowany z progiem. Przykłady patery na różnych etapach ekshumacji zmapowano za pomocą obrazów Galileo z regionu Chaac-Camaxtli . W przeciwieństwie do podobnych obiektów na Ziemi i Marsie, te zagłębienia na ogół nie znajdują się na szczytach wulkanów tarczowych i są zwykle większe, o średniej średnicy 41 km , z których największą jest Loki Patera o średnicy 202 km . Ten ostatni jest również najpotężniejszym wulkanem na Io, odpowiedzialnym za średnio 10% globalnej produkcji ciepła na Io, z naprzemiennymi okresami aktywności i nieaktywności, każdy trwający około 470 dni.
Niezależnie od mechanizmu powstawania, morfologia i rozmieszczenie wielu paterae sugeruje, że cechy te są strukturalnie kontrolowane, z co najmniej w połowie ograniczonymi uskokami lub górami. Te cechy są często miejscem erupcji wulkanów, albo strumieni lawy rozlewających się po dnie paterae - jak podczas erupcji w Gish Bar Patera w 2001 roku - lub w postaci jezior lawy . Jeziora lawy na Io mają albo stale przewracającą się skorupę lawową, jak wulkan Pelé, albo czasami przewracającą się skorupę, jak Loki.
Przepływy lawy reprezentują kolejny ważny teren wulkaniczny na Io. Magma wybucha z kraterów paterae lub szczelin na równinach, tworząc strumienie lawy podobne do tych obserwowanych na Kilauea na Hawajach . Obrazy z sondy Galileo ujawniają, że wiele głównych strumieni lawy na Io, takich jak te z Prometeusza i Amirani , powstaje w wyniku akumulacji małych wybuchów lawy nad starszymi. Duże erupcje obserwuje się również na Io. Na przykład przednia krawędź przepływu Prometeusza przesunęła się od 75 do 95 km między sondą Voyager 1 w 1979 r. a pierwszymi obserwacjami Galileo w 1996 r. Również erupcje wulkaniczne są bardzo zmienne: w ciągu czterech miesięcy między przybyciem sond Voyager 1 i 2 , niektóre z nich się zatrzymały, a inne rozpoczęły.
GóryIo ma od 100 do 150 gór . Konstrukcje te mają średnio 6 km wysokości i sięgają maksymalnie 17,5 ± 3 km na południe od Boösaule Montes - możemy również zauważyć 10,5 ± 1 km Euboea Montes . Góry te są rozległe – mają średnio 157 km długości – i odizolowane, nie wykazują żadnych widocznych globalnych wzorców tektonicznych, w przeciwieństwie do tych na Ziemi. Aby utrzymać ich duży rozmiar, muszą składać się głównie ze skał krzemianowych, a nie z siarki.
Mimo że rozległy wulkanizm nadaje Io charakterystyczny wygląd, prawie wszystkie jego góry są strukturami tektonicznymi i nie są wytwarzane przez wulkany. Zamiast tego większość gór jońskich powstaje w wyniku naprężeń ściskających u podstawy litosfery , które unoszą i przechylają kawałki skorupy Io, zachodząc na siebie . Naprężenia ściskające prowadzące do powstania gór są wynikiem osiadania spowodowanego ciągłym zakopywaniem się materiału wulkanicznego. Rozmieszczenie gór na Księżycu wydaje się odwrotne niż w przypadku struktur wulkanicznych: góry dominują na obszarach z mniejszą liczbą wulkanów i odwrotnie. Sugeruje to istnienie w litosferze dużych obszarów, gdzie dominuje odpowiednio kompresja – wsparcie dla formacji górskich – i rozciąganie – wsparcie dla formacji patera . Lokalnie jednak góry i paterae często przylegają do siebie, co sugeruje, że magma wypełnia uskoki powstałe podczas formowania się gór, aby dotrzeć na powierzchnię.
Struktury wznoszące się nad równinami Io wykazują różnorodne morfologie. Te tace pozostają najczęściej przypominają duże mesas z płaskim szczycie. Inne góry wydają się być pochyłymi głazami skorupy ziemskiej – to jest kawałkami skorupy – o płytkim nachyleniu w porównaniu z niegdyś płaską powierzchnią i stromym zboczem utworzonym niegdyś z podziemnego materiału unoszonego przez naprężenia ściskające. Te dwa rodzaje gór często mają strome skarpy wzdłuż jednego lub więcej zboczy .
Tylko kilka gór na Io wydaje się mieć pochodzenie wulkaniczne. Wyglądają jak małe wulkany tarczowe , ze stromymi zboczami w pobliżu małej centralnej kaldery i łagodnymi zboczami wzdłuż ich zboczy. Te wulkaniczne góry są często mniejsze niż przeciętna góra na Księżycu, mierząc średnio tylko 1 do 2 km wysokości i 40 do 60 km szerokości.
Prawie wszystkie góry wydają się być na zaawansowanym etapie degradacji. Duże osady osuwiskowe są powszechne u podnóża Gór Jońskich, co sugeruje, że niestabilność grawitacyjna jest główną formą degradacji. Pofałdowane brzegi są również powszechne na płaskowyżach i płaskowyżach Io, prawdopodobnie spowodowane napływem dwutlenku siarki ze skorupy Io i tworzeniem obszarów osłabienia wzdłuż krawędzi gór.
Io ma niezwykle cienką atmosferę – średnie ciśnienie atmosferyczne wynosi 1 µPa, czyli 10 11 razy mniej niż atmosfera ziemska – składa się głównie z dwutlenku siarki SO 2, z mniejszymi składnikami, takimi jak tlenek siarki SO, chlorek sodu NaCljak również siarka Si tlen Oatomowy. Gazy te są wytwarzane głównie przez aktywny wulkanizm księżyca poprzez bezpośrednie odgazowanie lub fotolizę wywołaną przez słoneczne promieniowanie ultrafioletowe na SO 2produkujące kationy siarki i tlenu : S + , O + , S 2+ i O 2+ . A rozpylania osadów powierzchniowych przez naładowane cząstki z magnetosfery Jupiter również występuje. Atmosfera jest cienka, ponieważ grawitacja Księżyca jest zbyt niska, aby utrzymać gęstszą atmosferę, a jej grubość wciąż osiąga maksimum 120 km .
W przeciwieństwie do innych satelitów galileuszowych , Io ma niewiele lub nie ma wody w swojej atmosferze i jest nawet znanym obiektem w Układzie Słonecznym z najmniejszą ilością wody. Jest to prawdopodobnie konsekwencją faktu, że na początku ewolucji Układu Słonecznego Jowisz był wystarczająco gorący, by ścigać lotne pierwiastki w pobliżu Io, ale nie wystarczająco gorący, by zrobić to samo z innymi jego księżycami.
StrukturaAtmosfera Io wykazuje znaczne wahania gęstości i temperatury w zależności od pory dnia, szerokości geograficznej, aktywności wulkanicznej i obfitości szronu na powierzchni. Maksymalne ciśnienie atmosferyczne na Io wynosi od 3,3 x 10 -5 i 3,3 x 10 -4 paskali (Pa) albo od 0,3 do 3 nbar uzyskane na półkuli wzdłuż równika Antijovian półkuli na początku po południu, kiedy jej temperatura piki zamarzania powierzchni. Obserwuje się również piki zlokalizowane na poziomie piór wulkanicznych, przy ciśnieniu od 5 × 10 -4 do 4 × 10 -3 Pa (od 5 do 40 nbar ). Ciśnienie atmosferyczne Io jest najniższe po nocnej stronie Io, gdzie ciśnienie spada między 10-8 a 10-7 Pa (0,001 do 0,001 nbar ).
Temperatura atmosferyczna Io wzrasta od temperatury powierzchni, gdzie dwutlenek siarki jest w równowadze z zamarzaniem powierzchni ze średnią temperaturą 100 K (-173 ° C) , do 1800 K (1527 ° C) na wyższych wysokościach, gdzie , dzięki mniejszej gęstości, atmosfera jest ogrzewana przez torus plazmy, pierścień zjonizowanych cząstek, który dzieli orbitę Io i który współorbituje z magnetosferą Jowisza.
Gaz w atmosferze Io jest unoszony przez magnetosferę Jowisza, uciekając do neutralnego obłoku otaczającego Io lub do jego torusa plazmowego. W każdej sekundzie mechanizm ten usuwa z atmosfery około tony gazu, co wymaga ciągłego uzupełniania. Głównym źródłem tego nowego są pióropusze wulkaniczne, które wysyłają do atmosfery 10 4 kg dwutlenku siarki średnio z prędkością 1o na sekundę, chociaż większość kondensuje się na powierzchni. Kolejną część uzyskuje się przez sublimację SO 2obecne w postaci lodu na powierzchni księżyca przez ogrzewanie pod wpływem promieniowania słonecznego . W rezultacie atmosfera po stronie dziennej jest w dużej mierze ograniczona do 40° od równika, gdzie powierzchnia jest najcieplejsza i gdzie znajdują się najbardziej aktywne pióropusze wulkaniczne. Atmosfera zorientowana na sublimację jest również zgodna z obserwacjami, że atmosfera Io jest najgęstsza na półkuli antyjowińskiej, gdzie SO 2 ciało stałe jest najbardziej obfite i gęste, gdy Io jest bliżej Słońca.
Wpływ zaćmień JowiszaPonieważ gęstość dwutlenku siarki w atmosferze jest bezpośrednio związana z temperaturą powierzchni, ta ostatnia znacznie spada w nocy lub gdy Io znajduje się w cieniu Jowisza, powodując w drugim przypadku spadek o około 80% gęstości kolumny . Zapadnięcie się podczas zaćmienia jest nieco ograniczone przez tworzenie warstwy dyfuzyjnej tlenku siarki SO w niższej części atmosfery, ale ciśnienie atmosferyczne nocnej atmosfery Io jest niższe o dwa do czterech rzędów wielkości niż w jego maksymalna, gdy słonecznie.
Zakłada się, że atmosfera Io zamarza na powierzchni, gdy przechodzi w cień Jowisza. Dowodem na to jest „pojaśnienie po zaćmieniu” , w którym księżyc czasami wydaje się nieco jaśniejszy, jakby zaraz po zaćmieniu był pokryty szronem. Po około 15 minutach jasność wraca do normy, prawdopodobnie dlatego, że szron zniknął dzięki sublimacji . Oprócz tego, że są widoczne dla teleskopów naziemnych, podczas misji Cassini rozjaśnienie po zaćmieniu jest wykrywane w bliskiej podczerwieni . Dalsze poparcie dla tego pomysłu pojawiło się w 2013 roku, kiedy Obserwatorium Gemini bezpośrednio mierzy załamanie się ilości dwutlenku siarki w atmosferze podczas zaćmienia Jowisza, a następnie jego reformację.
Zdjęcia Io w wysokiej rozdzielczości, wykonane podczas zaćmienia, ujawniają poświatę podobną do zorzy polarnej . Podobnie jak na Ziemi , jest to spowodowane promieniowaniem cząstek uderzających w atmosferę, chociaż w tym przypadku naładowane cząstki pochodzą z pola magnetycznego Jowisza, a nie z wiatru słonecznego . Zorze polarne zwykle występują w pobliżu biegunów magnetycznych planet, ale Io są najjaśniejsze w pobliżu jej równika. Io nie ma własnego wewnętrznego pola magnetycznego; dlatego elektrony podróżujące wzdłuż pola magnetycznego Jowisza w pobliżu Io mają bezpośredni wpływ na atmosferę Io. Elektrony zderzają się z jego atmosferą, wytwarzając najjaśniejsze zorze polarne, w których linie pola są styczne do jonów - to znaczy w pobliżu równika, ponieważ kolumna gazu, przez który przechodzą, jest tam dłuższa. Obserwujemy, że zorze związane z tymi punktami stycznymi na Io przechylają się ze zmianą orientacji nachylonego dipola magnetycznego pola Jowisza.
Interakcja z magnetosferą JowiszaIo odgrywa ważną rolę w formowaniu magnetosfery Jowisza , w której księżyc przekracza linie pola magnetycznego Jowisza, generując w ten sposób prąd elektryczny rzędu miliona amperów. Chociaż nie jest to wspaniałe źródło energii w porównaniu z ociepleniem pływowym , prąd ten rozprasza ponad 1 terawat mocy o potencjale 400 000 woltów .
Magnetosfera Jowisza wymiata gaz i pył z cienkiej atmosfery Io z szybkością jednej tony na sekundę. Bez jonów uciekających z atmosfery jońskiej w wyniku tej interakcji pole magnetyczne Jowisza byłoby dwa razy słabsze. Io krąży w pasie intensywnego promieniowania, znanym jako torus Io, złożonym z plazmy intensywnie promieniującej w ultrafiolecie , pierwszego odkrytego przykładu planetarnego torusa . Podobnie jak reszta pola magnetycznego Jowisza, torus plazmowy jest nachylony względem równika Jowisza (i płaszczyzny orbity Io), tak że Io jest kolejno poniżej i powyżej jądra torusa plazmy. Plazma torusa obraca się razem z Jowiszem, co oznacza, że obracają się one synchronicznie i dzielą ten sam okres obrotu.
Wokół Io, w odległości do sześciu promieni jońskich od jego powierzchni, znajduje się chmura neutralnych atomów siarki , tlenu , sodu i potasu . Cząstki te pochodzą z górnych warstw atmosfery Io i są wzbudzane przez zderzenia z jonami w torusie plazmy, dopóki nie wypełnią sfery Hill księżyca - regionu, w którym grawitacja Io dominuje nad grawitacją Jowisza. Niektóre z tych cząstek unikają przyciągania grawitacyjnego Io i wchodzą na orbitę wokół Jowisza: rozchodzą się z Io, tworząc neutralną chmurę w kształcie banana , która może dotrzeć do sześciu promieni Jowisza z Io, tj. do l wewnątrz orbity Io i przed lub poza orbitą Io i za nią. Proces ten dostarcza również jony sodu do torusa plazmy, które są następnie wyrzucane w dżetach oddalających się od planety.
Ponadto pole magnetyczne Jowisza łączy atmosferę Io i neutralną chmurę z górną polarną atmosferą Jowisza, generując prąd elektryczny zwany tubą strumienia Io. Prąd ten wytwarza światła zorzy polarnej w rejonach polarnych Jowisza, znane jako „ślad Io” (w języku angielskim : ślad Io ), a także zorze polarne w atmosferze Io. Cząstki tej interakcji zorzowej przyciemniają obszary polarne Jowisza przy widzialnych długościach fal. Odcisk zorzy Io i jego położenie względem Ziemi i Jowisza ma silny wpływ na intensywność emisji fal radiowych Jowisza odbieranych na Ziemi: kiedy Io jest widoczne, sygnały radiowe odbierane z Jowisza znacznie się zwiększają.
Linie pola magnetycznego Jowisza, które przechodzą poza jonosferę Io, również indukują prąd elektryczny, który z kolei wytwarza indukowane pole magnetyczne wewnątrz Io. Zakłada się, że pole magnetyczne zwory Io jest generowany w morzu magmy z krzemianu częściowo stapia się 50 km pod powierzchnią Io. Podobne pola indukowane znajdują się na innych satelitach Galileusza przez sondę Galileo , z kolei generowane w podziemnych oceanach słonej wody w stanie ciekłym .
Pierwsze odnotowane obserwacje satelitów Galileusza zostały dokonane przez Galileo the7 stycznia 1610 rprzy użyciu teleskopu astronomicznego o powiększeniu 20 na Uniwersytecie w Padwie . Są to pierwsze naturalne satelity odkryte na orbicie wokół planety innej niż Ziemia . Jednak podczas tej obserwacji Galileusz nie rozróżnia Io i Europy ze względu na niską moc swojego teleskopu; obydwa są zatem rejestrowane jako pojedynczy punkt świetlny przy tej okazji. Następnego dnia widzi je po raz pierwszy jako oddzielne ciała:8 stycznia 1610 rdlatego uważa się, że jest to data odkrycia Io przez IAU .
Odkrycie Io i innych satelitów galilejskich zostało opublikowane przez astronoma w swojej pracy Sidereus nuncius wMarzec 1610. W 1614, w swoim Mundus Jovialis , Simon Marius twierdzi, że odkrył te obiekty pod koniec 1609, kilka tygodni przed Galileuszem. Ten ostatni podaje w wątpliwość to twierdzenie i odrzuca dzieło Mariusza jako plagiat. Ostatecznie autorstwo odkrycia Io przypisuje się temu, kto pierwszy opublikował jego pracę, dlatego tylko Galileo jest wymieniany. Z drugiej strony Szymon Marius jako pierwszy opublikował tablice astronomiczne ruchów satelitów w 1614 roku.
Galileusz jako odkrywca postanawia nazwać te satelity imieniem swoich patronów , rodziny Medici , jako „gwiazdy Medici” .
Jednak chociaż Simonowi Mariusowi nie przypisuje się odkrycia satelitów galilejskich, to nazwy, które im nadał, pozostają potomne. W swojej publikacji z 1614 roku, Mundus Jovialis , zaproponował kilka alternatywnych nazw dla księżyca najbliższego Jowiszowi, w tym „ Merkury Jowisza” i „pierwsza planeta Jowisza” . Na podstawie sugestii Johannesa Keplera inPaździernik 1613, opracowuje również schemat nazewnictwa , w którym każdy księżyc nosi imię kochanka greckiego boga Zeusa lub jego rzymskiego odpowiednika , Jowisza . W ten sposób nazwał najgłębszy wówczas księżyc Jowisza imieniem greckiej mitologicznej postaci Io , śmiertelnika przemienionego w krowę przez zazdrość Hery . Komentuje również:
„Przede wszystkim uhonorowane zostaną trzy młode kobiety, które zostały zniewolone przez Jowisza za tajemną miłość, a mianowicie Io, córka rzeki Inachus (...) Pierwszy [księżyc] jest przeze mnie nazywany Io (.. .) Io, Europa, chłopiec Ganimedes i Kallisto przynieśli szczęście pożądliwemu Jowiszowi. "
- Simon Marius, Mundus Jovialis
Nazwy te nie są powszechnie przyjęte dopiero wieki później, w połowie XX th wieku . W dużo literatury wcześniej astronomicznej, Io była ogólnie określane przez jego rzymskiej numerycznego oznaczenia jako „Jupiter I ” lub jako „pierwszego satelity Jowisza , ” z oznaczeniem, że zagubiony popularność po odkryciu satelitów z orbity więcej wnętrz takich jak Amalthea .
Io, od starożytnej greki Ἰώ ma dwa konkurencyjne korzenie w języku łacińskim : Īō i Īōn. Ta ostatnia jest podstawą formy przymiotnikowej joński .
Przez następne dwa i pół wieku, Io pozostał nierozwiązany wielkość 5 plama w opozycji teleskopów. W XVII -tego wieku, Io i inne satelity Galileusza są wykorzystywane na różne sposoby: pomoc marynarzy określenia ich długości , walidacji trzecie prawo Keplera o ruchu planetarnym lub określić czas potrzebny do światła podróżować między Jowiszem i Ziemi. Dzięki efemerydy produkowanych przez Jean-Dominique Cassini , Pierre Simon de Laplace- tworzy matematyczną teorię wyjaśniającą rezonans orbitalny Io, Europy i Ganimedesa. Później odkryto, że ten rezonans ma głęboki wpływ na geologię trzech księżyców.
Teleskopy postęp pod koniec XIX th century pozwoli astronomom rozwiązać wielkie cechy powierzchni Io. W latach 90. XIX wieku Edward E. Barnard jako pierwszy zaobserwował różnice w jasności Io między regionami równikowymi i polarnymi, poprawnie wywnioskując, że wynikają one z różnic w kolorze i albedo między tymi dwoma regionami, a nie z hipotetycznego kształtu jajka. z satelity, jak proponowane przez William Pickering lub dwóch oddzielnych obiektów, jak początkowo sądzono przez samego Barnard. Następnie obserwacje potwierdzają brązowo-czerwony kolor obszarów polarnych i żółto-biały kolor pasma równikowego. W 1897 Edward E. Barnard oszacował średnicę Io na 3950 km , przy czym jego szacunki były o około 8% mniejsze niż wartość znana ponad sto lat później.
Obserwacje teleskopowe z połowy XX -tego wieku zaczynają podkreślić niezwykły charakter Io. Obserwacje spektroskopowe sugerują, że na powierzchni Io znajduje się lód wodny , substancja występująca w dużych ilościach na innych satelitach Galileusza. Te same obserwacje wskazują, że na powierzchni dominują sole sodu i siarki . Obserwacje radioteleskopowe ujawniają wpływ Io na magnetosferę Jowisza .
Począwszy od lat 70. większość informacji o Księżycu uzyskano dzięki eksploracji kosmosu . Jednak po planowanym zniszczeniu Galileusza w atmosferze Jowisza wwrzesień 2003, nowe obserwacje wulkanizmu Io pochodzą z teleskopów naziemnych. W szczególności obrazowanie optyki adaptacyjnej z Teleskopu Kecka na Hawajach oraz obrazowanie z Teleskopu Kosmicznego Hubble'a umożliwia monitorowanie aktywnych wulkanów Io nawet bez statku kosmicznego w układzie Jowisza .
Pioneer 10 i Pioneer 11 to pierwszesondy kosmiczne,które dotarły do Io,3 grudnia 1973 i 2 grudnia 1974odpowiednio. Ich przeloty i śledzenie radiowe pozwalają na lepsze oszacowanie masy i rozmiaru Io, co sugeruje, że satelita ma największą gęstość spośród satelitów Galileusza, a zatem składa się głównie ze skał krzemianowych, a nie z lodu wodnego. Sondy Pioneera ujawniają obecność cienkiej atmosfery na Io, a także pas intensywnego promieniowania w pobliżu jego orbity.
Kamera Pioneera 11 robi jedno poprawne zdjęcie Io, pokazując jego północny region polarny. Na przelot Pioneera 10 zaplanowano zbliżenia , ale silne promieniowanie otaczające księżyc ostatecznie spowodowało utratę tych obserwacji.
Kiedy bliźniacze sondy Voyager 1 i Voyager 2 odwiedziły Io w 1979 roku, ich bardziej zaawansowany system obrazowania dostarczył znacznie bardziej szczegółowych obrazów. Voyager 1 leci nad Io le5 marca 197920 600 km od jego powierzchni. Wykonane zdjęcia pokazują młodą, wielobarwną powierzchnię, pozbawioną kraterów uderzeniowych i poprzecinaną górami wyższymi niż Everest oraz obszarami przypominającymi strumienie lawy.
Po tym przelocie inżynier nawigacji Linda A. Morabito zauważa na jednym ze zdjęć pióropusz wydobywający się z powierzchni. Analiza pozostałych fotografii ujawnia dziewięć pióropuszy rozsianych po powierzchni, udowadniając aktywność wulkaniczną Io. Ten wniosek jest przewidywany na krótko przed przybyciem Voyagera 1 przez Stana J. Peale, Patricka Cassena i RT Reynoldsa: obliczyli, że wnętrze satelity musi być wystarczająco ogrzane przez siły pływowe ze względu na rezonans orbitalny z Europą i Ganimedesem . Dane z przelotu pokazują, że na powierzchni Io dominują związki siarki i dwutlenku siarki . Związki te dominują w atmosferze i torusie plazmy wyśrodkowanym na orbicie Io, również odkrytej przez Voyager 1 .
Voyager 2 leci nad Io le9 lipca 1979w odległości 1 130 000 km . Chociaż nie zbliżył się tak blisko jak Voyager 1 , porównania między zdjęciami wykonanymi przez dwa statki kosmiczne ujawniły kilka zmian powierzchni, które wystąpiły podczas czteromiesięcznego okresu między przelotami. Obserwacja Io w kształcie półksiężyca przez Voyager 2 pokazuje, że osiem z dziewięciu pióropuszy zaobserwowanych wMarzec 1979są nadal aktywne w lipcu, jedynie wulkan Pélé zaprzestał swojej aktywności.
Sonda kosmiczna Galileo dotarła do układu Jowisza w 1995 roku po sześcioletniej podróży z Ziemi, aby śledzić odkrycia dwóch sond Voyager i obserwacje naziemne wykonane w międzyczasie. Lokalizacja Io w jednym z najbardziej intensywnych pasów radiacyjnych Jowisza wyklucza długi przelot satelity, ale Galileo szybko przelatuje nad nim, zanim okrąży Jowisz przez dwa lata.7 grudnia 1995. Chociaż nie obrazy są podejmowane w tym zbliżeniu przelotu powraca napotyka znaczące wyniki, takie jak odkrycie dużym rdzeniem żelaznym, podobny do występującego w ziemskich planet z Układu Słonecznego Wewnętrznej..
Pomimo braku zbliżenia i problemów mechanicznych, które drastycznie ograniczają ilość zwracanych danych, podczas głównej misji Galileo dokonano kilku ważnych odkryć . Monitoruje czujnik skutków wybuchu głównego Pillan Patera i potwierdzono, że wybuchy wulkaniczne składają krzemianowych magmy z tych kompozycji maficznych i ultramaficznych bogate w magnez . Dwutlenek siarki i siarka pełnią podobną rolę jak woda i dwutlenek węgla na Ziemi. Odległe obrazy Io są uzyskiwane przy prawie każdym obrocie sondy podczas głównej misji, ujawniając dużą liczbę aktywnych wulkanów (zarówno dzięki emisji termicznej z chłodzącej magmy na powierzchni, jak i pióropuszom wulkanicznym), wiele gór o bardzo zróżnicowanej morfologii i kilka zmian powierzchniowych, które miały miejsce zarówno od czasu programu Voyager , jak i między każdą orbitą Galileo .
Misja Galileo została przedłużona dwukrotnie, w 1997 i 2000. Podczas tych przedłużonych misji sonda przelatuje nad Io trzy razy pod koniec 1999 i na początku 2000 i jeszcze trzy razy pod koniec 2001 i na początku 2002. Te przeloty ujawniają zachodzące procesy geologiczne. wulkany i góry Io, wykluczają istnienie wewnętrznego pola magnetycznego i wykazują zakres aktywności wulkanicznej. Wgrudzień 2000, sonda Cassini-Huygens , w drodze na Saturna , wspólnie z Galileo obserwuje satelitę . Obserwacje te ujawniają nowy pióropusz nad Tvashtar Paterae i dostarczają wskazówek dotyczących zórz polarnych Io.
Po zniszczeniu Galileusza w atmosferze Jowisza wwrzesień 2003, nowe obserwacje wulkanizmu Io pochodzą z teleskopów naziemnych. W szczególności, adaptacyjne optyka z teleskopu Keck na Hawajach i fotografie kosmicznego teleskopu Hubble'a pozwalają śledzić ewolucję wulkanów satelity.
Sonda New Horizons , w drodze do Plutona i Pasa Kuipera , przelatuje nad systemem Jowisza .28 lutego 2007. Podczas spotkania dokonuje się wielu odległych obserwacji Io. Ujawniają one ogromny pióropusz nad Tvashtar Paterae, dostarczając pierwszych szczegółowych obserwacji największego jońskiego pióropusza wulkanicznego od czasu obserwacji pióropusza Pele w 1979 roku. New Horizons fotografuje również wulkan we wczesnych stadiach erupcji.
Sonda Juno została wystrzelona w 2011 roku i weszła na orbitę wokół Jowisza w dniu5 lipca 2016. Jego misja skupia się głównie na gromadzeniu danych dotyczących wnętrza planety, jej pola magnetycznego, zorzy polarnej i atmosfery polarnej. Orbita Juno jest bardzo nachylona i bardzo ekscentryczna, aby lepiej obserwować obszary polarne Jowisza i ograniczyć jego ekspozycję na ważne wewnętrzne pasy promieniowania planety. Ta orbita utrzymuje również Juno poza płaszczyznami orbitalnymi Io i innych dużych księżyców Jowisza. Chociaż studiowanie Io nie jest głównym celem misji, dane są nadal gromadzone we właściwym czasie.
Najbliższe podejście Juno do Io jest włączone 17 lutego 2020 r., w odległości 195 000 kilometrów, choć w planowanym przedłużeniu misji na początek 2024 roku zaplanowano dwa przeloty na wysokości 1500 kilometrów. Na kilku orbitach Juno zdalnie obserwowała Io za pomocą JunoCAM, szerokokątnej kamery do światła widzialnego, aby znaleźć pióropusze wulkaniczne, oraz JIRAM, spektrometru i obrazowania w bliskiej podczerwieni do monitorowania wulkanów emitujących ciepło przez Io.
Planowanych jest kilka misji do systemu Jowisza, które mogą dostarczyć więcej obserwacji Io.
Jupiter Icy Moon Explorer ( SOK ) jest planowana misja Europejskiej Agencji Kosmicznej na Jowisza systemu, który oczekuje na miejsce w orbitę Ganimedesa. Uruchomienie JUICE zaplanowano na 2022 r., z szacowanym przybyciem do Jowisza o godzPaździernik 2029. JUICE nie przeleci nad Io, ale użyje swoich instrumentów, takich jak kamera wąskokątna, do monitorowania aktywności wulkanicznej Io i pomiaru jej składu powierzchni.
Europa Clipper to planowana misja NASA do systemu Jowisza, skupiająca się na Europie . Podobnie jak JUICE , Europa Clipper nie będzie latać nad Io, ale prawdopodobne jest zdalne monitorowanie wulkanów. Wystrzelenie sondy zaplanowano na 2025 rok z przybyciem na Jowisza pod koniec lat 20. lub na początku lat 30. XX wieku, w zależności od wybranej wyrzutni.
Io Wulkan Obserwator (IVO) to propozycja NASA misja ramach programu Discovery . Tańsza misja, jej start miałby się odbyć w 2026 lub 2028 roku. Sonda byłaby skupiona na badaniu Io i od początku lat 30. XX wieku wykonałaby dziesięć przelotów nad Księżycem z orbity wokół Jowisza.
Część księżyców galilejskich, Io zawsze była scenografią dla science fiction od czasu m.in. The Mad Moon (1935) Stanleya G. Weinbauma . Ze względu na swoją następnie już szacowanej wielkości, są spekulacje na temat takiego ewentualnego życia na nim w pierwszej połowie XX -go wieku , podobnie jak w pulp magazine Fantastic Adventures .
Jej charakter, lepiej znany z różnych misji eksploracji kosmosu , ewoluowała sceneria opisywana dziełami science fiction. Tak więc w Ilium (2003), powieści Dana Simmonsa , rura strumienia magnetycznego Io jest używana do hiperprzyspieszania statków kosmicznych w całym Układzie Słonecznym lub w The Dream of Galileo (2009) i 2312 (2012) Kim Stanley Robinson , jest opisywany jako świat wulkaniczny, w którym lawa jest wszechobecna.
W kinie księżyc jest przede wszystkim główną scenerią dla takich filmów jak Io (2019) Jonathana Helperta czy Outland… Daleko od Ziemi (1981) Petera Hyamsa . Również w 2010: The Year of First Contact (1984) – również wyreżyserowanej przez Petera Hyamsa i 2001 sequel Odyseja kosmiczna Stanleya Kubricka (1968) – statek kosmiczny Discovery One znajduje się na orbicie w Lagrange Point pomiędzy Jowiszem i Io.
Ze względu na swój charakterystyczny wygląd, pojawia się również w poziomach od gier wideo , takich jak Battlezone (1998), Halo (2001), Warframe (2015) lub Przeznaczenia 2 (2017) .
„Walec z dwurożcem z niewiarygodnie skoncentrowanymi siłami magnetycznymi, zwany rurką strumienia Io”. "
: dokument używany jako źródło tego artykułu.