Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Io (vệ tinh)”
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
n Thêm thể loại, replaced: sao Hỏa → Sao Hỏa (3), sao Thủy → Sao Thủy using AWB |
n Thêm thể loại, replaced: sao Mộc → Sao Mộc (59) using AWB |
||
Dòng 17:
| period = 1,769137786 ngày (152.853,5047 giây, 42 giờ)
| avg_speed = 17,334 km/s
| inclination = 2,21° (so với [[hoàng Đạo|hoàng đạo]])<br />0,05° (so với xích đạo
| satellite_of = [[Sao Mộc]]
| physical_characteristics = yes
Dòng 41:
| atmosphere_composition = 90% [[lưu huỳnh điôxit|điôxít lưu huỳnh]]
}}
'''Io''' ([[Bảng mẫu tự phiên âm quốc tế|IPA]]: ˈaɪoʊ; [[tiếng Hy Lạp]]: Ῑώ) là [[vệ tinh tự nhiên]] nằm [[Vệ tinh tự nhiên của Sao Mộc|phía trong cùng]] trong số bốn [[vệ tinh Galileo]] của [[
Với hơn 400 núi lửa đang hoạt động, Io là thiên thể có hoạt động địa chất mạnh nhất trong hệ Mặt Trời<ref name=book /><ref name=Lopes2004>{{chú thích tạp chí |last=Lopes |first=R. M. C. |coauthors=''và ctv.'' |date=2004 |title=Lava Lakes on Io: Observations of Io's Volcanic Activity from Galileo NIMS During the 2001 Fly-bys |journal=Icarus |volume=169 |issue=1 |pages=140–174 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=2004Icar..169..140L&db_key=AST&link_type=ABSTRACT&high=45f9f8ee3003884}}</ref>. Hoạt động địa chất mạnh bất thường này là kết quả của nhiệt thủy triều từ sự ma sát sinh ra bên trong Io do lực kéo biến đổi của
Hoạt động núi lửa của Io là nguyên nhân gây ra phần lớn những đặc điểm độc đáo của vệ tinh này. Các cột khói núi lửa và các dòng dung nham trên Io tạo ra những thay đổi bề mặt lớn và tô lên đó nhiều màu sắc đỏ, vàng, trắng, đen và xanh, chủ yếu vì các hợp chất lưu huỳnh. Nhiều dòng chảy dung nham lớn, dài hơn 500 km, cũng là đặc điểm của bề mặt. Những quá trình núi lửa này khiến bề mặt của Io được so sánh với một chiếc bánh [[pizza]]. Các chất do núi lửa phun ra là vật liệu tạo thành khí quyển mỏng và loang lổ của Io và quyển từ lớn của
Io đóng vai trò rất quan trọng trong sự phát triển của thiên văn học ở thế kỷ 17 và 18. Nó được [[Galileo Galilei]] phát hiện năm 1610, cùng với các vệ tinh loại Galile khác. Sự khám phá này đã khiến [[Thuyết nhật tâm|mô hình Copernicus]] về hệ Mặt Trời được chấp nhận rộng hơn, sự phát triển các định luật chuyển động của [[Johannes Kepler|Kepler]] và việc đo lần đầu tiên vận tốc ánh sáng. Trước kia, từ Trái Đất, Io chỉ được quan sát là một chấm ánh sáng nhỏ, cho tới tận cuối thế kỷ 19 đầu thế kỷ 20 con người mới xác định các đặc điểm bề mặt của nó ở tỷ lệ lớn, như vùng cực đỏ sẫm và các vùng xích đạo sáng. Năm 1979, hai tàu vũ trụ ''[[Chương trình Voyager|Voyager]]'' đã phát hiện Io là một thế giới hoạt động địa chất mạnh, với nhiều đặc trưng núi lửa, nhiều ngọn núi lớn, và một bề mặt trẻ không có dấu hiệu hố va chạm rõ rệt. Tàu vũ trụ ''Galileo'' đã thực hiện nhiều chuyến bay ngang ở cự ly gần trong thập niên 1990 và đầu thập niên 2000, thu thập dữ liệu về kết cấu bên trong và thành phần bề mặt của Io. Những chuyến phi hành đó đã phát hiện ra mối quan hệ giữa quyển từ của
== Tên gọi ==
[[Tập tin:Correggio-io and jupiter.jpg|nhỏ|trái|Thần Zeus làm tình với Io]]
{{Xem thêm|Danh sách các đặc điểm địa chất trên Io|Danh sách các vùng nổi trên Io|Danh sách các ngọn núi trên Io}}
Tuy [[Simon Marius]] không được cho là người duy nhất phát hiện ra các vệ tinh loại Galile, những cái tên được ông đặt cho các vệ tinh này vẫn tồn tại. Trong lần xuất bản năm 1614 cuốn ''[[Simon Marius|Mundus Jovialis]]'' của mình, ông đã đặt tên cho vệ tinh ở gần nhất của
Các đặc điểm trên vệ tinh Io được đặt tên theo các nhân vật và địa điểm trong thần thoại Io, cũng như các nữ thần lửa, núi lửa, [[Mặt Trời]], thần sấm từ nhiều thần thoại khác nhau, và các nhân vật cùng địa điểm trong phần ''[[Thần khúc|Inferno]]'' của [[Dante Alighieri|Dante]], những cái tên thích hợp với đặc điểm nhiều núi lửa trên bề mặt<ref name=NameCategories>{{chú thích web | last=Blue | first=Jennifer | date=16-10-2006 |url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append6.html | title=Categories for Naming Features on Planets and Satellites | publisher=USGS | accessdate= 14-6-2007}}</ref>. Từ khi bề mặt của nó lần đầu tiên được quan sát cận cảnh bởi ''[[Voyager 1]]'' [[Hiệp hội Thiên văn Quốc tế|Liên minh Thiên văn Quốc tế]] đã thông qua 225 tên gọi cho các núi lửa, núi, cao nguyên, và các đặc điểm suất phản chiếu lớn trên Io. Những tên gọi đã được thông qua cho Io gồm ''patera'' (vùng lõm núi lửa), ''mons'', ''mensa'', ''planum'' và ''tholus'' (nhiều kiểu núi, với các đặc điểm hình thái học như kích cỡ, hình dạng và độ lớn sẽ quyết định thuật ngữ được sử dụng), ''fluctus'' (dòng dung nham), ''vallis'' (kênh dung nham), ''regio'' (đặc điểm suất phản chiếu tỷ lệ lớn) và ''active eruptive center'' (nghĩa là ''trung tâm nổ bùng hoạt động'', nơi hoạt động phun khói là dấu hiệu đầu tiên của hoạt động núi lửa tại một núi lửa cụ thể)<ref name=NameCategories/>. Các ví dụ về các đặc điểm được đặt tên gồm Prometheus, Pan Mensa, [[Tvashtar Paterae]], và Tsũi Goab Fluctus<ref name=Featurenames>{{chú thích web | last=Blue | first=Jennifer | date=14-6-2007 |url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureTypes2.jsp?system=Jupiter&body=Io&systemID=5&bodyID=7&sort=AName&show=Fname&show=Lat&show=Long&show=Diam&show=Stat&show=Orig | title=Io Nomenclature Table of Contents | publisher=USGS | accessdate= 14-6-2007}}</ref>.
Dòng 58:
== Lịch sử quan sát ==
<!-- [[Hình:Galileo.arp.300pix.jpg|nhỏ|150 px|trái|[[Galileo Galilei]], người phát hiện ra Io]] -->
Cuộc quan sát Io được thông báo đầu tiên do [[Galileo Galilei]] thực hiện ngày [[7 tháng 1]] năm [[1610]]. Việc phát hiện ra Io và các vệ tinh Galile khác của
Trong vòng hai thế kỷ rưỡi sau đó, Io không được khám phá thêm, chỉ là một điểm ánh sáng có cường độ cấp 5 trong kính thiên văn của các nhà thiên văn học. Ở thế kỷ 17, Io và các vệ tinh Galile khác được sử dụng cho nhiều mục đích khác nhau, như giúp các nhà hàng hải xác định [[kinh độ]]<ref>{{chú thích web | author=O'Connor J. J.; Robertson E. F. | date=2-1997 | url=http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Longitude1.html | title=Longitude and the Académie Royale | publisher=Đại học St. Andrews | accessdate= 14-6-2007}}</ref>, bằng chứng cho [[Các định luật chuyển động hành tinh của Kepler#Định luật thứ ba|định luật thứ ba về chuyển động hành tinh]] của Kepler, và xác định thời gian để ánh sáng di chuyển giữa
Kỹ thuật kính thiên văn phát triển mạnh ở cuối thế kỷ 19 đầu thế kỷ 20 đã cho phép các nhà thiên văn học [[Phân giải quang học|phân tích]] (có nghĩa, nhìn thấy) các đặc điểm ở tỷ lệ lớn trên bề mặt Io. Trong thập niên 1890, [[Edward Emerson Barnard|Edward E. Barnard]] là người đầu tiên quan sát các biến đổi ánh sáng của Io tại các vùng cực và vùng xích đạo của chúng, phán đoán chính xác rằng điều này xảy ra bởi có những sự khác biệt về màu sắc và [[suất phản chiếu]] giữa hai vùng chứ không phải vì hình dạng hình trứng của Io, như nhà thiên văn học [[William Henry Pickering|William Pickering]] đã chứng minh vào thời ấy, hay hai vật thể riêng biệt, như Barnard đề xuất ban đầu<ref name=Barnard1894>{{chú thích tạp chí |last=Barnard |first=E. E. |authorlink=Edward Emerson Barnard |date=1894 |title=On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=54 |issue=3 |pages=134–136 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1894MNRAS..54..134B&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=45f9f8ee3007558}}</ref><ref name=Dobbins>{{chú thích tạp chí |last=Dobbins |first=T. |authorlink= |coauthors=Sheehan W. |date=2004 |title=The Story of Jupiter's Egg Moons |journal=Sky & Telescope |volume=107 |issue=1 |pages=114–120}}</ref><ref name=Barnard1891>{{chú thích tạp chí |last=Barnard |first=E. E. |authorlink=Edward Emerson Barnard |date=1891 |title=Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=51 |issue=9 |pages=543–556 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1891MNRAS..51..543B&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=45f9f8ee3010624}}</ref>. Những quan sát bằng kính thiên văn sau đó đã xác nhận các vùng cực xám đỏ và dải trắng-vàng ở xích đạo Io là riêng biệt<ref name=Minton1973>{{chú thích tạp chí |last=Minton |first=R. B. |date=1973 |title=The Polar Caps of Io |journal=Communications of the Lunar and Planetary Laboratory |volume=10 |pages=35–39 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1973CoLPL..10...35M&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=45f9f8ee3013123}}</ref>.
Các quan sát bằng kính thiên văn ở giữa thế kỷ 20 bắt đầu cho thấy những đặc điểm tự nhiên bất thường trên Io. Quan sát quang phổ cho thấy bề mặt Io không có nước đóng băng (chất được phát hiện rất nhiều trên các vệ tinh Galile khác)<ref name=Lee1972>{{chú thích tạp chí |last=Lee |first=T. |date=1972 |title=Spectral Albedos of the Galilean Satellites |journal=Communications of the Lunar and Planetary Laboratory |volume=9 |issue=3 |pages=179–180 |url=http://ntrs.nasa.gov/search.jsp?R=91295&id=3&qs=No%3D50%26Ne%3D20%26Ntt%3Dlee%26Ntk%3DAuthorList%26Ntx%3Dmode%2520matchall%26N%3D222%26Ns%3DHarvestDate%7C1}}</ref>. Cũng những cuộc quan sát này cho thấy bề mặt được bao phủ chủ yếu bởi sự hòa trộn các muối [[natri]] và [[lưu huỳnh]] do núi lửa phun ra<ref name=Fanale1974>{{chú thích tạp chí |last=Fanale |first=F. P. |coauthors=''và ctv.'' |date=1974 |title=Io: A Surface Evaporite Deposit? |journal=Science |volume=186 |issue=4167 |pages=922–925 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1974Sci...186..922F&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=45f9f8ee3017014}}</ref>. Các cuộc quan sát bằng kính thiên văn vô tuyến cho thấy Io có gây ảnh hưởng lên [[quyển từ]]
=== ''Pioneer'' ===
Dòng 112:
|}
|}
[[Galileo (tàu vũ trụ)|Tàu vũ trụ ''Galileo'']] tới Sao Mộc năm 1995 sau chuyến bay dài 6 năm từ Trái Đất thực hiện tiếp các khám phá của hai tàu vũ trụ ''Voyager'' và các quan sát từ trên Trái Đất trong những năm giữa hai chuyến phi hành đó. Vị trí của Io bên trong một trong những vành đai bức xạ mạnh nhất của
<!-- [[Tập tin:Io Pillan Patera comparison.jpg|nhỏ|trái|Hình phun trào Pillan Patera]] -->
Dù không có được hình ảnh cận cảnh và các vấn đề cơ khí đã hạn chế nhiều khối lượng dữ liệu thu thập được, nhiều khám phá quan trọng đã được thực hiện trong phi vụ đầu tiên của ''Galileo''. ''Galileo'' đã quan sát được các hiệu ứng của một vụ phun trào lớn tại Pillan Patera và xác nhận rằng các sản phẩm phun trào núi lửa là tổng hợp các macma silicat với [[mafic]] giàu magiê và các hỗn hợp [[Đá siêu mafic|siêu mafic]] với lưu huỳnh và điôxít lưu huỳnh đóng vai trò tương tự như nước và [[cacbon điôxít|điôxít cacbon]] trên Trái Đất<ref name=Mcewen1998>{{chú thích tạp chí | last=McEwen |first=A. S. |coauthors=''và ctv.'' |title=High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io |journal=Science |volume=281 |issue= |pages=87–90 |date=1998 |url= |doi = }}</ref>. Những hình ảnh chụp Io từ xa được thực hiện hầu như mỗi lần tàu vũ trụ bay trên quỹ đạo khi thực hiện nhiệm vụ đầu tiên, cho thấy số lượng lớn núi lửa đang hoạt động (cả sự phát nhiệt từ macma đang nguội đi trên bề mặt và các đám khói núi lửa), nhiều ngọn núi với các kiểu hình thái khác nhau rất xa, và nhiều thay đổi bề mặt đã diễn ra cả giữa thời kỳ hai phi vụ ''Voyager'' và ''Galileo'' cũng như giữa mỗi lần bay trên quỹ đạo của ''Galileo''<ref name=IobookChap3>{{chú thích sách |last=Perry |first=J.; ''và ctv.'' |editor=Lopes R. M. C.; và Spencer J. R. |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=35–59 |chapter=A Summary of the Galileo mission and its observations of Io}}</ref>.
Dòng 120:
=== Những quan sát tiếp theo ===
[[Tập tin:Iosurface vi.png|nhỏ|280px|Những thay đổi trên các đặc điểm bề mặt trong tám năm giữa hai lần quan sát của ''Galileo'' và ''New Horizons'']]
Sau khi ''Galileo'' bốc cháy trong khí quyển
Phi vụ sắp tới duy nhất đã được lập kế hoạch cho hệ Sao Mộc, ''[[Juno (tàu vũ trụ)|Juno]]'', không có thiết bị chụp ảnh đủ mạnh để thực hiện thám sát khoa học bề mặt Io. Phi vụ Europa/Hệ Sao Mộc, một dự án liên kết NASA/ESA hiện đang ở giai đoạn nghiên cứu ý tưởng, sẽ có thể nghiên cứu Io từ xa cũng như trong bốn lần bay ngang qua. Nếu được hai cơ quan vũ trụ này phê chuẩn, hai tàu vũ trụ sẽ tới hệ Sao Mộc trong khoảng thời gian 2021-2024<ref name=GreeleyOPAG>{{chú thích web |url=http://www.lpi.usra.edu/opag/march_08_meeting/presentations/greeley.pdf |title=Preliminary Report of the Joint Jupiter SDT |accessdate=10-4-2008 |last=Greeley |first=R. |coauthors= |date=31-3-2008 |year= |month= |format= |work= |publisher=Outer Planets Assessment Group |pages= |language= |archiveurl= |archivedate= |quote= }}</ref>. Một phi vụ có thể diễn ra khác, ''Io Volcanic Observer'', sẽ được thực hiện vào năm 2013 với tư cách một phi vụ khám phá khoa học và gồm nhiều chuyến bay ngang qua Io khi bay trên quỹ đạo
== Quỹ đạo ==
<!-- [[Hình:Galilean moon Laplace resonance animation.gif|nhỏ|180px|Hình ảnh thể hiện cộng hưởng Laplace của Io và Ganymede]] -->
Io quay quanh
== Tương tác với quyển từ của
[[Tập tin:Jupiter magnetosphere schematic.jpg|nhỏ|250px|trái|Biểu đồ quyền từ của
Io đóng một vai trò quan trong trong việc hình thành từ trường
Bao quanh Io (với khoảng cách 6 lần bán kính Io từ bề mặt của vệ tinh này) là một đám mây bao gồm các nguyên tử lưu huỳnh, ôxy, natri và kali trung tính. Các nguyên tử có nguồn gốc ở phần phía trên khí quyển Io nhưng bị kích thích từ các va chạm với các ion trong đường gờ [[plasma]] (được thảo luận bên dưới) và các quá trình khác vào trong [[quyển Hill]] của Io, đây là vùng vệ tinh này có lực hấp dẫn áp đảo so với lực hấp dẫn của
Io bay trên quỹ đạo trong một vành đai bức xạ mạnh được gọi là quầng plasma Io. Plasma trong vòng hình bánh gồm lưu huỳnh ion hoá, ôxy, natri, và clo phát sinh khi các nguyên tử trung tính trong đám "mây" bao quanh Io bị ino hóa và bị mang đi bởi quyển từ
Trong một lần giáp mặt với
Các đường [[từ trường]] của Sao Mộc, mà Io xuyên qua, gắn Io với khí quyển phía trên cực của
== Cấu trúc ==
Dòng 150:
=== Nhiệt thủy triều ===
Không giống Mặt Trăng của Trái Đất, nguồn nhiệt chính bên trong của Io có xuất xứ từ sự tiêu mòn [[thủy triều]] chứ không phải do sự phân rã [[đồng vị]] hạt nhân, kết quả của sự cộng hưởng quỹ đạo của Io với Europa và Ganymede<ref name=Peale1979a/>. Nguồn nhiệt này phụ thuộc vào khoảng cách của Io với
=== Bề mặt ===
Dòng 164:
[[Hoạt động núi lửa trên Io#Khói|Núi lửa phun nổ]], thường ở hình thức các đám khói hình nấm, khiến bề mặt Io được bao phủ các vật liệu lưu huỳnh và silicat. Các lắng đọng khói trên Io thường có màu đỏ hay trắng tùy thuộc vào khối lượng lưu huỳnh và điôxít lưu huỳnh trong khói. Nói chung, các đám khói hình thành tại các miệng phun núi lửa từ dung nham khử khí có chứa một lượng lớn S<sub>2</sub>, tạo ra một lớp lắng đọng "hình quạt" đỏ, hay trong các trường hợp ngoại lệ, những vòng tròn đỏ lớn (thường vượt hơn 450 km (280 dặm) từ tâm miệng núi lửa<ref name=Spencer2000b>{{chú thích tạp chí | last=Spencer |first=J. |coauthors=''và ctv.'' |title=Discovery of Gaseous S<sub>2</sub> in Io's Pele Plume |journal=Science |volume=288 |issue= |pages=1208–1210 |date=2000 |url= |doi = }}</ref>. Một ví dụ điển hình về một vòng tròn đỏ khói lắng đọng nằm tại núi lửa Pele. Những lắng đọng màu đỏ này gồm chủ yếu lưu huỳnh (thường là phân tử lưu huỳnh chuỗi 3- và 4-), điôxít lưu huỳnh, và có lẽ cả Cl<sub>2</sub>SO<sub>2</sub><ref name=IobookChap9/>. Các đám khói được hình thành ở các rìa ngoài những dòng chảy dung nham silicat (thông qua sự tương tác của dung nham và các chất trầm lắng lưu huỳnh và điôxít lưu huỳnh đã tồn tại từ trước) tạo ra các trầm tích màu trắng hay màu xám.
Bản đồ thành phần cấu tạo và mật độ cao của Io cho thấy nó có chứa ít hoặc không có [[nước]], dù những túi nhỏ chứa nước đóng băng hay [[Khoáng chất hydrat hoá|các khoáng chất hydrat hóa]] có lẽ đã được xác định, đáng chú ý nhất là ở sườn phía tây bắc núi [[Gish Bar Mons]]<ref name=Doute2004>{{chú thích tạp chí | last=Douté |first=S. |coauthors=''và ctv.'' |title=Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS |journal=Icarus |volume=169 |issue= |pages=175–196 |date=2004 |url= |doi = }}</ref>. Sự thiếu vắng nước có lẽ bởi
==== Hoạt động núi lửa ====
Dòng 170:
{{chính|Hoạt động núi lửa trên Io|Danh sách vùng lõm trên Io}}
[[Tập tin:Io - Tvashtar Catena.jpg|trái|nhỏ|300 px|Dòng chảy dung nham đang hoạt động trong vùng [[Tvashtar Paterae]] (vùng trống thể hiện các vùng bão hòa trong dữ liệu gốc). Các hình ảnh do ''Galileo'' chụp tháng 11 năm 1999 và tháng 2 năm 2000.]]
Nhiệt thủy triều do sự [[lệch tâm quỹ đạo]] cưỡng bức của Io tạo ra đã khiến vệ tinh này trở thành một trong những thiên thể có hoạt động núi lửa mạnh nhất trong hệ Mặt Trời, với hàng trăm trung tâm núi lửa và [[Dung nham|các dòng dung nham]] lớn. Trong một đợt phun trào lớn, các dòng chảy dung nham dài hàng chục thậm chí hàng trăm kilômét có thể được thạo ra, chủ yếu gồm các dòng dung nham [[đá bazan|bazan]] silicat với các thành phần hoặc [[mafic]] hay [[Đá siêu mafic|siêu mafic]] (giàu magiê). Như một sản phẩm phụ của hoạt động này, lưu huỳnh, khí điôxít lưu huỳnh và vật liệu [[Đá mạt vụn núi lửa|mạt vụn núi lửa]] silicat (như tro) bị thổi lên độ cao tới 500 km (310 dặm) vào không gian, tạo ra những đám khói lớn, hình nấm, khiến bề mặt loang lổ màu đỏ, đen và trắng, và cung cấp vật liệu cho khí quyển mỏng của Io cũng như quyển từ lớn của
Bề mặt Io có rải rác các vùng lõm núi lửa được gọi là ''paterae''<ref name=Radebaugh2001>{{chú thích tạp chí | last=Radebaugh |first=J. |coauthors=''và ctv.'' |title=Paterae on Io: A new type of volcanic caldera? |journal=J. Geophys. Res. |volume=106 |issue= |pages=33005–33020 |date=2001 |url= |doi = }}</ref>. Paterae nói chung có đáy phẳng được bao quanh bởi các bức tường dốc. Những đặc điểm này giống với các [[hõm chảo núi lửa]] trên Trái Đất, nhưng ta không biết nếu chúng được tạo ra sau sự sụp đổ một buồng dung nham trống rỗng như kiểu các hõm chảo trên Trái Đất hay không. Một giả thiết cho rằng những đặc điểm đó đã được tạo thành bởi sự đào lên của các [[Sill (địa chất)|sill]] núi lửa, và vật liệu nằm phía trên hoặc đã bị bắn ra hoặc đã tích hợp vào sill<ref name=Keszthelyi2004>{{chú thích tạp chí | last=Keszthelyi |first=L. |coauthors=''và ctv.'' |title=A Post-Galileo view of Io's Interior |journal=Icarus |volume=169 |issue= |pages=271–286 |date=2004 |url= |doi = }}</ref>. Không giống các đặc điểm tương tự trên Trái Đất và Sao Hỏa, những chỗ lõm đó nói chung không nằm ở trên đỉnh của các [[núi lửa hình khiên]] và thường to lớn hơn, với đường kính trung bình 41 km (25 dặm), vùng lõm lớn nhất là [[Loki Patera]] có đường kính 202 km (126 dặm)<ref name=Radebaugh2001/>. Dù cơ chế hình thành có như thế nào, thì hình thái và sự phân bố của nhiều vùng lõm cho thấy những đặc điểm đó về mặt kết cấu là có kiểm soát, với ít nhất một nửa được bao quanh bởi các phay đứt đoạn hay những ngọn núi<ref name=Radebaugh2001/>. Những nơi có đặc điểm này thường là các điểm phun trào núi lửa, hoặc từ các dòng dung nham trải dài trên bề mặt paterae, như tại điểm phun trào ở [[Gish Bar Patera]] năm 2001, hay ở hình thức một [[hồ dung nham]]<ref name=Lopes2004/><ref name=Perry2003>{{cite conference |last=Perry |first=J. E. |coauthors =''và ctv.'' |title=Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001 |booktitle=LPSC XXXIV |date=2003 |location =Clear Lake, TX | url= |id=Abstract#1720 |accessdate= }}</ref>. Các hồ dung nham trên Io thường có hoặc một lớp vỏ dung nham liên tục đảo ngược, như tại hồ Pele, hoặc một vỏ đảo ngược theo chu kỳ, như tại hồ Loki<ref name=Radebaugh2004>{{chú thích tạp chí | last=Radebaugh |first=J. |coauthors=''và ctv.'' |title=Observations and temperatures of Io’s Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images |journal=Icarus |volume=169 |issue= |pages=65–79 |date=2004 |url= |doi = }}</ref><ref name=Howell2007>{{chú thích tạp chí | last=Howell |first=R. R. |coauthors=Lopes R. M. C. |title=The nature of the volcanic activity at Loki: Insights from Galileo NIMS and PPR data |journal=Icarus |volume=186 |issue= |pages=448–461 |date=2007 |url= |doi = }}</ref>.
Dòng 194:
=== Khí quyển ===
[[Tập tin:Io Aurorae color.jpg|nhỏ|240px|phải|Ánh sáng cực quang trong phần thượng tầng khí quyển Io. Các màu sắc khác nhau thể hiện sự phát xạ từ các thành phần khác nhau của khí quyển (màu xanh lá cây từ sự phát xạ của natri, đỏ từ sự phát xạ của ôxy, và xanh nước biển từ sự phát xạ các khí núi lửa như điôxít lưu huỳnh). Ảnh được chụp khi Io đang xảy ra thực.]]
Io có [[khí quyển (định hướng)|khí quyển]] rất mỏng gồm chủ yếu điôxít lưu huỳnh (SO<sub>2</sub>) với áp suất bằng một phần tỷ [[atmotphe]]<ref name=Pearl1979/>. Khí quyển mỏng của Io đồng nghĩa với việc hạ cánh của bất kỳ tàu thăm dò nào được gửi tới Io trong tương lai sẽ không cần phải được bảo vệ bằng lớp chắn chống nhiệt kiểu vỏ tàu vũ trụ, thay vào đó là các [[tên lửa đẩy lùi]] cho một cuộc [[hạ cánh]] mềm. Khí quyển mỏng cũng buộc tàu vũ trụ muốn hạ cánh phải có khả năng chịu được [[bức xạ điện từ|bức xạ]] mạnh của
Bức xạ tương tự (ở hình thức [[Quyển từ|plasma]]) triệt tiêu khí quyển vì thế nó phải luôn luôn được bổ sung lại<ref name=IobookChap10>{{chú thích sách |last=Lellouch |first=E.; ''và ctv.'' |editor=Lopes R. M. C.; Spencer J. R. |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=pp. 231–264 |chapter=Io's atmosphere}}</ref>. Nguồn SO<sub>2</sub> lớn nhất là hoạt động núi lửa, nhưng khí quyển phần lớn được duy trì bởi sự thăng hoa SO<sub>2</sub> đóng băng trên bề mặt bởi ánh sáng Mặt Trời. Khí quyển dày hơn ở phía xích đạo, nơi bề mặt ấm nhất và có những đám khói núi lửa hoạt động mạnh nhất<ref name=Feldman2000>{{chú thích tạp chí | last=Feldman |first=P. D. |coauthors=''và ctv.'' |title=Lyman-α imaging of the {{chem|SO|2}} distribution on Io |journal=Geophys. Res. Lett. |volume=27 |issue= |pages=1787–1790 |date=1979 |url= |doi = }}</ref>. Các biến thiên khác cũng tồn tại, với những biến thiên với mật độ cao nhất gần các miệng núi lửa (đặc biệt tại các địa điểm khói núi lửa) và trên nửa bề mặt ngược
Những hình ảnh độ phân giải cao về Io đã được chụp khi vệ tinh này trải qua một lần thực cho thấy một lớp sáng kiểu [[cực quang]]. Tương tự như trên Trái Đất, điều này bởi bức xạ va vào khí quyển. Cực quang thường xảy ra gần các cực từ của các hành tinh, nhưng tại Io thì cực quang lại sáng nhất ở địa điểm gần xích đạo. Io không có từ trường của riêng mình; vì thế, các electron bay theo từ trường
<!---
Một đoạn tóm tắt về khí quyển Io có trong phần của McGrath và những người khác trong cuốn ''Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere'' (2004).
Dòng 204:
== Xem thêm ==
* [[Các vệ tinh của
* [[Vệ tinh tự nhiên của Sao Mộc|Các vệ tinh của
== Tham khảo ==
Dòng 228:
;Tham khảo thêm
* [http://www.martiana.org/mars/jupiter/jupifrm.htm Lịch
* [http://www.cosis.net/abstracts/EAE03/07912/EAE03-J-07912.pdf Câu đố hóc búa đưa ra bởi nhiệt độ bề mặt thấp của Io]
* [http://planetologia.elte.hu/io/ CSDL núi của Io]
|