イオ (衛星)

索引トップ用語の索引ランキングカテゴリー

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2024/05/24 19:33 UTC 版)

地質

イオは地球の衛星である月よりわずかに大きい。平均半径は 1821.3 km と月より 5% だけ大きく、質量は 8.9319×10²² kg と月より 21% 重い。わずかに楕円体の形状をしており、長軸を木星の方向に向けている。ガリレオ衛星の中では質量・半径は共にガニメデとカリストに劣るものの、エウロパは上回っている。

内部

イオの主成分は珪酸塩の岩石と鉄であり、水の氷と珪酸塩岩石の混合物が主成分である太陽系遠方の他の衛星とは異なり、全体の組成は地球型惑星に近い。イオの密度は 3.5275 g/cm³ であり、太陽系のどの衛星よりも高密度である。ガリレオ衛星、特に密度がおよそ 1.9 g/cm³ であるガニメデとカリストと比べると際立って高い。また月の密度である 3.344 g/cm³ をわずかに上回る^[63]。ボイジャーとガリレオによるイオの質量、半径、四重極重力係数 (天体内部で質量がどう分布しているかに関係する数値) の測定に基づくモデルでは、内部は岩石豊富な地殻とマントル、鉄もしくは硫化鉄が豊富な核に分化していることが示唆されている^[39]。イオの金属核は質量のおよそ 20% を占める^[64]。核に含まれる硫黄の量に依存するが、核がほとんど鉄でできていた場合は半径が 350〜650 km、鉄と硫黄の混合物で出来ていた場合は 550〜900 km と推定されている。ガリレオの磁気センサでは内部のイオの固有磁場を検出することが出来ず、核は対流を起こしていないことが示唆された^[65]。しかしその後のデータの再解析では磁場があることが示されている。

イオの内部組成のモデルでは、マントルは少なくとも 75% がマグネシウム豊富な苦土橄欖石で出来ており、全体の組成はL型普通コンドライトやLL型普通コンドライトの隕石と似ていることが示唆されている。ケイ素に対する鉄の量は月や地球よりは大きいが、火星よりは小さい^[66]^[67]。イオで観測された熱流を説明するためイオのマントルは 10〜20% が溶けていると考えられるが、高温の火山活動が観測されている領域では溶融率は高い可能性がある^[68]。しかし2009年に行われたガリレオ探査機の磁気センサデータの再解析では、イオに誘導磁場が存在することが明らかになり、これを説明するためには表面から 50 km 下にマグマオーシャンが存在している必要がある^[62]。2011年に発表されたさらなる解析では、このようなマグマオーシャンの直接証拠が得られた^[69]。この層は厚さ 50 km で、イオのマントルのおよそ 10% を占めると推定されている。マグマオーシャンの温度は 1200 ℃ に達すると推定されている。イオのマントルの 10〜20% が部分的に溶融しているという事が、マグマオーシャンにおける溶融した珪酸塩の必要量と矛盾しないかどうかは分かっていない^[70]。玄武岩とイオの火山活動による硫黄の堆積物からなるイオのリソスフェアは、少なくとも 12 km の厚みを持ち、また 40 km よりは薄い^[64]^[71]。

潮汐加熱

「en:Tidal heating of Io」も参照

放射性同位体の崩壊熱が主な内部熱源である地球や月とは異なり、イオの主要な熱源は潮汐散逸であり、これはエウロパとガニメデとの軌道共鳴の結果である^[7]。この加熱は、イオの木星からの距離、軌道離心率、内部組成と物理的な状態に依存する^[68]。エウロパとガニメデとのラプラス共鳴は、イオの軌道が潮汐散逸によって完全に円軌道化されるのを防ぎ、軌道離心率の値を維持している。この共鳴はイオと木星の距離を維持するのも助けている。共鳴が存在しなければ、イオにはたらく木星の潮汐力によってイオは徐々に外側に移動してしまうであろう^[72]。イオの潮汐バルジの垂直方向長さはイオが近点と遠点にいる時では最大で 100 m ほど変化する^[73]。この変化する潮汐力によってイオの内部では摩擦や潮汐散逸が発生し、イオの内部に大きな潮汐加熱をもたらし、イオのマントルと核の大部分を溶融させる。共鳴がなかった場合はこの潮汐散逸は軌道離心率を減少させ、円軌道にするようにはたらくことになる。潮汐加熱によって生み出されるエネルギーは、放射性物質の崩壊のみで生み出されるエネルギーの最大で200倍になる^[5]。この熱は火山活動という形で解放され、測定されている高い熱輸送を生み出す (全球で (0.6-1.6×10¹⁴ W))^[68]。イオの軌道モデルは、イオ内部での潮汐加熱の量は時間と共に変化していることを示唆している。しかし現在の潮汐散逸の量は観測されている熱流量とは矛盾しない^[68]^[74]。潮汐加熱と対流のモデルでは、潮汐エネルギー散逸と地表へのマントル対流の熱を同時に説明できるような、衛星の粘性分布を見つけることが出来ていない^[74]^[75]。

木星とその衛星エウロパからの引力による潮汐加熱がイオに見られる多くの火山の熱源になっているという点については広く受け入れられているものの、火山は潮汐加熱で予測される位置には存在しておらず、東に 30〜60° ずれている^[76]。Tyler らによる2015年の論文では、この東へのずれは地下にある溶けた岩石の海によって引き起こされている可能性が示唆された。このマグマの動きが、マグマの粘度による摩擦を介してさらなる熱を生成する。論文の著者らは、この地下の海は溶けた岩石と固体の岩石の混合物であると考えている^[77]。

太陽系内の他の衛星も潮汐加熱を受けており、同様に地下のマグマや水の海の摩擦を介して熱を生成していると思われる。内部海で熱を生み出すことのできるこのメカニズムは、エウロパやエンケラドゥスのような天体における生命の可能性を高めると考えられる^[78]^[79]。

表面

イオ表面の回転画像。大きな赤いリングはペレ火山を取り囲んでいる。

太古からの月や火星、水星の表面についての経験に基づき、科学者はボイジャー1号の観測でイオの表面にも多数の衝突クレーターが発見されると期待していた。イオの表面のクレーター密度からは、イオの年齢についての情報を得ることができる。しかし実際の表面は衝突クレーターがほとんど完全に見られず、代わりに見られたのは高い山が点在する滑らかな平原、様々な形や大きさをした穴、火山性の溶岩流で覆われた表面であり、科学者たちは驚かされた^[31]。それまでに観測されていたほとんどの天体と比較すると、イオの表面は多様な硫黄化合物からなる色彩に富んだ物質によって覆われており、その見た目は腐ったオレンジやピザと比較された^[80]^[81]。クレーターがほとんど存在しないということは、イオの表面は地球と同様に地質学的に若いということを意味している。つまり、クレーターが形成されるそばから火山物質が埋めてしまうのである。この結果は、ボイジャー1号によって少なくとも9つの活火山が観測されたことにより、見事に確認された^[34]。

表面組成

イオの色彩豊かな見た目は、その大規模な火山活動による輝石などの珪酸塩岩石、硫黄、二酸化硫黄などの物質の堆積の結果である^[82]。二酸化硫黄からなる霜はイオの表面に普遍的に存在しており、白や灰色で覆われた広大な領域を形成している。硫黄も同様にイオの大部分で見られ、黄色や黄緑色の領域を形成している。中緯度や極域に堆積した硫黄はしばしば放射線によって損傷され、通常は安定な八硫黄を破壊する。これによりイオの赤茶色の極域の模様が生成される^[17]。

爆発的な火山活動はしばしば傘状の噴煙を作り、表面を硫黄や珪酸塩を含む物質で彩る。イオ表面に堆積する噴煙は、噴煙中に存在する硫黄と二酸化硫黄の量に依存して赤や白を示す。一般的に、脱ガスする溶岩からの火口で形成される噴煙は大量の S₂ を含んでおり、赤い扇状の堆積物を残す。あるいは極端な場合は、しばしば中央火口から 450 km にも達するような大きな赤いリングを形成する^[83]。赤いリングの噴煙堆積物の顕著な例はペレ火山に見られる。この赤い堆積物は主に三鎖と四鎖の硫黄分子、二酸化硫黄からなっており、あるいは塩化スルフリルも含んでいる可能性がある^[82]。珪酸塩岩石の溶岩流の縁に形成された噴煙は、溶岩と既存の硫黄・二酸化硫黄の堆積物との相互作用によって白か灰色の堆積物を生成する。

イオの組成の地図とイオが高い密度を持つという事実から、イオは微量の水しか含んでいないか、あるいは水を含まない組成であることが示唆される。ただし氷や含水鉱物の小さな穴は暫定的に発見されており、代表的なものはギシュ・バル火口の北西斜面に存在している^[84]。イオは太陽系の既知の天体の中では最も水の含有量が少ない天体である^[85]。この水の少なさは、木星は太陽系の形成と進化の初期段階ではイオ付近から揮発性物質を失わせるのに十分な高温であったが、さらに遠方まで失わせることは出来なかったことが原因であると考えられる^[86]。

火山活動

詳細は「イオの火山活動」を参照

「en:List of volcanic features on Io」も参照

火山領域トゥワシュトラ火口の活発な溶岩流 (空白の領域は元データにおいて飽和している部分)。画像はガリレオ探査機によって1999年11月と2000年2月に撮影された。

強制されたイオの軌道離心率によって生み出される潮汐加熱により、イオは数百もの火山と広大な溶岩流を持った、太陽系の中でも最も火山活動が活発な天体となっている。大きな噴火の最中は、溶岩流は数十 km から数百 km に達することもあり、この溶岩はマグネシウムが豊富な苦鉄質や超苦鉄質岩を含む玄武岩からなる。この活動の副産物として、硫黄、二酸化硫黄ガスと灰のような火山砕屑岩が宇宙空間に最大で 200 km の高さにまで吹き上げられる。これにより傘状の噴煙が生成され、周囲の地形を赤や黒、白で彩られ、イオの不完全な大気や木星の磁気圏に物質が供給されている。

イオの表面は "paterae" として知られる火山性凹地が点在しており、その凹地は一般的には平坦な底部と、それを区切る急な壁から成り立っている^[87]。この地形は地球におけるカルデラに似ているが、地球のものと同様に空洞になったマグマ溜りが陥没することで形成されているのかどうかは分かっていない。ある仮説では、これらの地形は火山の土台部分が露出することによって形成され、上にあった物質は吹き飛ばされたか土台と一体化したかのどちらかであるとしている^[88]。この過程の様々な段階の paterae は、チャク・カマシュトリ領域 (Chaac-Camaxtli region) のガリレオ探査機を用いて観測されている^[89]。地球と火星における同様の地形とは異なり、これらの凹地は一般に楯状火山の頂上には見られず、また平均直径が 41 km と大きなサイズを持つ。最も大きなものは直径 202 km のロキ火口（英語版） (Loki Patera) である^[87]。ロキ火口はイオで最も強力な火山であり、イオ全体の熱出力に対して平均で 25% の割合を占めている^[90]。形成メカニズムがなんであれ、多くの火口の形態と分布はこれらの地形は構造的に制御されていることを示唆し、少なくとも半分は断層や山によって区切られている^[87]。これらの地形はしばしば火山噴火の場所となり、ギシュ・バル火口 (Gish Bar Patera) で2001年に見られた噴火のような paterae の底部を広がるような溶岩流を発生させたり、あるいは溶岩湖を形成したりする^[6]^[91]。イオの溶岩湖には、ペレ火口のように常に溶岩の外皮が入れ替わっているものや、ロキ火口のように散発的に入れ替わっているものがある^[92]^[93]。

ニュー・ホライズンズが撮影した画像では、イオのトゥワシュトラ火口から高さ 330 km にまで噴出する物質が発見された。

溶岩流はイオの別の火山性地形も生み出す。火口の噴出孔から表面に噴出したマグマや割れ目から平原に流出したマグマは、ハワイのキラウエア火山で見られるような膨張し混合した溶岩流を生み出す。ガリレオ探査機が撮影した画像で、プロメテウス (Prometheus) 火山やアミラニ (Amirani) 火山で発生しているようなイオの大きな溶岩流の大部分は、古い溶岩流の上における小さな溶岩の流出によって生成されていることが明らかになっている^[95]。大きな溶岩流の発生もイオで観測されている。例えばプロメテウス火山の溶岩流の最先端は、1979年のボイジャーの観測と1996年のガリレオの初めての観測の間で 75〜95 km 移動している。1997年に発生した大噴火では面積にして 3500 km² もの新鮮な溶岩が噴出し、隣接するピッラン火口の底部が溶岩で氾濫した^[40]。

ボイジャーの画像の分析から、科学者たちはこれらの溶岩流は主に様々な溶融した硫黄化合物からなると考えた。しかし、その後の地上からの赤外線観測とガリレオ探査機による測定では、これらの溶岩流は苦鉄質や超苦鉄質岩を含む玄武岩が主成分であることが示唆された。この仮説はイオの「ホットスポット」と呼ばれる熱放射をしている場所における温度測定の結果に基づいている。それによると、ホットスポットの温度は少なくとも 1300 K であり、場所によっては 1600 K に達することもある^[96]。噴火の温度は初期の推定では 2000 K に達することが示唆されていたが^[40]、これは後に温度モデルに誤った熱モデルを用いたことによる過大評価であることが示された^[96]。

ペレ火口とロキ火口での噴煙の発見は、イオが地質学的に活発であることを示した初めてのサインであった^[33]。一般的にこれらの噴煙は、イオの火山から硫黄や二酸化硫黄のような揮発性物質が上空へ向かって 1 km/s に達する速度で噴出された時に形成され、ガスと塵による傘状の雲を形成する。これらの火山の噴煙中に発見される可能性のある物質として、ナトリウム、カリウムや塩素がある^[97]^[98]。これらの噴煙は、2つの可能性のうち1つの方法で形成されるように思われる^[99]。ペレ火口から噴出しているようなイオの最大級の噴煙は、溶解した硫黄と二酸化硫黄ガスが火山の噴出孔や溶岩湖から噴出するマグマから解放される際に発生し、しばしば珪酸塩の火山砕屑物が共に引きずられて噴出する^[100]。これらの噴煙は短鎖硫黄による赤と珪酸塩の火山砕屑物による黒の堆積物を表面に形成する。このようにして発生した噴煙はイオで観測された最大級のものになり、直径 1000 km を超える赤いリング状の模様を形成する。この形態の噴煙は、例えばペレ火口、トゥワシュトラ火口、ダジボーグ火口 (Dazhbog Patera) で見られる。別の形態の噴煙は、侵入する溶岩流がその下にある二酸化硫黄の霜を蒸発させた時に発生し、硫黄を上空へ送り出す。この形態の噴煙は、しばしば二酸化硫黄からなる明るい円状の堆積物を生成する。これらの噴煙の高度は 100 km を下回るものが多く、イオにおいて最も長寿命の噴煙である。プロメテウス火山、アミラニ火山、マスビ (Masubi) 火山で見られる噴煙がこの例である。噴出した硫黄化合物は、イオの上部地殻からリソスフェアのより深いところでの硫黄溶解度が減少するところに濃集しており、ホットスポットの噴火様式を決定する要因となる^[100]^[101]^[102]。

山地

「en:Mountains of Io」および「en:List of mountains on Io」も参照

ガリレオによる、高さ 5.4 km のトヒル山 (Tohil Mons) のグレースケール画像。

イオは100から150の山を持つ。これらの構造は、高さは平均で 6 km、最も高いものはボオサウレ山脈（英語版） (Boösaule Montes) の南の 17.5 ± 1.5 である^[8]。山地はしばしば長く連なり、平均で 157 km の長さに達する。また地球で見られるものとは異なり、全球的なテクトニクスの特徴は見られず孤立した構造をしている^[8]。これらの山地の途方もない地形を支えるためには、硫黄ではなく主に珪酸塩岩石からなる組成が必要である^[103]。

イオに独特な外観を与えている大規模な火山活動があるにも関わらず、山地のほとんど全てはテクトニックな構造をしており、火山によって形成されたものではない。そのかわりに、イオの大部分の山地はリソスフェア底部における圧縮応力の結果として形成されたものであり、衝上断層によってイオの地殻の塊を隆起させ傾けている^[104]。山地の形成を起こす圧縮応力は、火山物質の継続的な埋没による地盤沈下の結果として発生する^[104]。山地の全球的な分布は、火山構造の分布とは対照的である。つまり、山地は火山が少ない領域に多く、逆に火山は山地が少ない領域に多い^[105]。このことは、イオのリソスフェアの大規模な領域で、山地の形成を起こす圧縮と、火口を形成する伸張が支配的であることを示唆している^[106]。しかし局所的には山地と火口が互いに隣接している場合もあり、マグマはしばしば地表に到達するために山地の形成中に生まれた断層を通って噴出していることを示唆している^[87]。

イオの山地 (周囲の平原から盛り上がっている構造を指す) は、様々な形態を見せる。台地がもっとも一般的な形態である^[8]。これらの構造は、起伏の大きな表面を持つ、大きく頂上が平坦なメサに似ている。他の山地は傾斜した地殻の塊のように見え、かつては平らな表面であった緩やかな斜面と、圧縮応力によって隆起したかつての地下の物質からなる急斜面を伴う。どちらの形態の山地も、しばしば1つ以上の縁に沿って急な断崖を持っている。山地のうち火山活動に起源を持つものはごく一部である。このようなタイプの山地は小規模な楯状火山に似ており、中央の小さいカルデラの付近の急斜面 (6〜7°) と、縁に沿った緩やかな斜面を持つ^[107]。これらの火山性の山地はイオにおける平均的な山地よりも小さいものが多く、平均の高さはわずか 1〜2 km、幅は 40〜60 km である。さらに緩やかな斜面を持つその他の楯状火山の存在がいくつかのイオの火山の形態から推論されており、その例がラー火口 (Ra Patera) のような中央の火口から薄い溶岩流が流出している地形である^[107]。

ほとんど全ての山地は劣化している段階にあるように思われる。イオの山地の基盤部分では大規模な地すべり堆積物が広範に見られており、物質移動が山地の劣化の主要な形態であることを示唆している。イオのメサと台地では波打った形状の縁が一般的に見られ、これはイオの地殻からの二酸化硫黄による掘り起こし (sapping) により、山地の縁に沿って脆弱な領域が出来ているためである^[108]。

出典

^ ^a ^b ^c “Plantary Satellite Physical Parameters”. JPL Propulsion Laboratory. 2015年11月20日閲覧。
^ “太陽系内の衛星表”. 国立科学博物館. 2019年3月8日閲覧。
^ 『オックスフォード天文学辞典』（初版第1刷）朝倉書店、20頁。ISBN 4-254-15017-2。
^ ^a ^b Matt Williams (2016年4月22日). “How Do We Terraform Jupiter’s Moons?”. Universe Today. 2019年3月16日閲覧。
^ ^a ^b Rosaly MC Lopes (2006). “Io: The Volcanic Moon”. In Lucy-Ann McFadden; Paul R. Weissman; Torrence V. Johnson. Encyclopedia of the Solar System. Academic Press. pp. 419–431. ISBN 978-0-12-088589-3
^ ^a ^b Lopes, R. M. C. (2004). “Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys”. Icarus 169 (1): 140–174. Bibcode: 2004Icar..169..140L. doi:10.1016/j.icarus.2003.11.013.
^ ^a ^b ^c ^d Peale, S. J. (1979). “Melting of Io by Tidal Dissipation”. Science 203 (4383): 892–894. Bibcode: 1979Sci...203..892P. doi:10.1126/science.203.4383.892. PMID 17771724.
^ ^a ^b ^c ^d Schenk, P. (2001). “The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo”. Journal of Geophysical Research 106 (E12): 33201–33222. Bibcode: 2001JGR...10633201S. doi:10.1029/2000JE001408.
^ “2000 February 29, SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)”. CSUFresno.edu (2000年2月29日). 2009年9月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。2000年2月29日閲覧。
^ Blue, Jennifer (2009年11月9日). “Planet and Satellite Names and Discoverers”. USGS. 2019年1月25日閲覧。
^ ^a ^b ^c Cruikshank, D. P.; Nelson, R. M. (2007). “A history of the exploration of Io”. In Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 5–33. ISBN 3-540-34681-3
^ Van Helden, Albert (2004年1月14日). “The Galileo Project / Science / Simon Marius”. Rice University. 2019年1月25日閲覧。
^ Baalke, Ron. “Discovery of the Galilean Satellites”. Jet Propulsion Laboratory. 2010年1月7日閲覧。
^ ^a ^b Marius, S. (1614). Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici [The World of Jupiter discovered in the year 1609 by Means of a Belgian spy-glass]
^ Marius, S. (1614). Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici.
^ Marazzini, Claudio (2005). “I nomi dei satelliti di Giove: da Galileo a Simon Marius [The names of the satellites of Jupiter: from Galileo to Simon Marius]”. Lettere Italiane 57 (3): 391–407. JSTOR 26267017.
^ ^a ^b ^c Barnard, E. E. (1894). “On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 54 (3): 134–136. Bibcode: 1894MNRAS..54..134B. doi:10.1093/mnras/54.3.134.
^ ^a ^b Barnard, E. E. (1891). “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 51 (9): 543–556. Bibcode: 1891MNRAS..51..543B. doi:10.1093/mnras/51.9.543.
^ ^a ^b Blue, Jennifer. “Categories for Naming Features on Planets and Satellites”. U.S. Geological Survey. 2013年9月12日閲覧。
^ Blue, Jennifer (2007年6月14日). “Io Nomenclature Table of Contents”. U.S. Geological Survey. 2007年6月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年6月29日閲覧。
^ O'Connor, J. J. (1997年2月). “Longitude and the Académie Royale”. University of St. Andrews. 2007年6月14日閲覧。
^ Dobbins, T.; Sheehan, W. (2004). “The Story of Jupiter's Egg Moons”. Sky & Telescope 107 (1): 114–120.
^ Minton, R. B. (1973). “The Red Polar Caps of Io”. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 10: 35–39. Bibcode: 1973CoLPL..10...35M.
^ Lee, T. (1972). “Spectral Albedos of the Galilean Satellites”. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 9 (3): 179–180. Bibcode: 1972CoLPL...9..179L.
^ Fanale, F. P. (1974). “Io: A Surface Evaporite Deposit?”. Science 186 (4167): 922–925. Bibcode: 1974Sci...186..922F. doi:10.1126/science.186.4167.922. PMID 17730914.
^ ^a ^b Bigg, E. K. (1964). “Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission”. Nature 203 (4949): 1008–1010. Bibcode: 1964Natur.203.1008B. doi:10.1038/2031008a0.
^ ^a ^b Fimmel, R. O. (1977年). “First into the Outer Solar System”. Pioneer Odyssey. アメリカ航空宇宙局. 2019-01-25]閲覧。
^ Anderson, J. D. (1974). “Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10”. Science 183 (4122): 322–323. Bibcode: 1974Sci...183..322A. doi:10.1126/science.183.4122.322. PMID 17821098.
^ “Pioneer 11 Images of Io”. Galileo Home Page. 2007年4月21日閲覧。
^ “Voyager Mission Description”. NASA PDS Rings Node (1997年2月19日). 2019年1月25日閲覧。
^ ^a ^b Smith, B. A. (1979). “The Jupiter system through the eyes of Voyager 1”. Science 204 (4396): 951–972. Bibcode: 1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430.
^ “Jupiter moon shows color, erosion signs”. The Milwaukee Sentinel. United Press International: p. 2. (1979年3月6日) 2019年1月25日閲覧。
^ ^a ^b Morabito, L. A. (1979). “Discovery of currently active extraterrestrial volcanism”. Science 204 (4396): 972. Bibcode: 1979Sci...204..972M. doi:10.1126/science.204.4396.972. PMID 17800432.
^ ^a ^b Strom, R. G. (1979). “Volcanic eruption plumes on Io”. Nature 280 (5725): 733–736. Bibcode: 1979Natur.280..733S. doi:10.1038/280733a0.
^ Soderblom, L. A. (1980). “Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results”. Geophys. Res. Lett. 7 (11): 963–966. Bibcode: 1980GeoRL...7..963S. doi:10.1029/GL007i011p00963.
^ ^a ^b Pearl, J. C. (1979). “Identification of gaseous SO₂ and new upper limits for other gases on Io”. Nature 288 (5725): 757–758. Bibcode: 1979Natur.280..755P. doi:10.1038/280755a0.
^ Broadfoot, A. L. (1979). “Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter”. Science 204 (4396): 979–982. Bibcode: 1979Sci...204..979B. doi:10.1126/science.204.4396.979. PMID 17800434.
^ Strom, R. G.; Schneider, N. M. (1982). “Volcanic eruptions on Io”. In Morrison, D.. Satellites of Jupiter. University of Arizona Press. pp. 598–633. ISBN 0-8165-0762-7
^ ^a ^b Anderson, J. D. (1996). “Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io”. Science 272 (5262): 709–712. Bibcode: 1996Sci...272..709A. doi:10.1126/science.272.5262.709. PMID 8662566.
^ ^a ^b ^c McEwen, A. S. (1998). “High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io”. Science 281 (5373): 87–90. Bibcode: 1998Sci...281...87M. doi:10.1126/science.281.5373.87. PMID 9651251.
^ ^a ^b Perry, J. (2007). “A Summary of the Galileo mission and its observations of Io”. In Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 35–59. ISBN 3-540-34681-3
^ Porco, C. C. (2003). “Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings”. Science 299 (5612): 1541–1547. Bibcode: 2003Sci...299.1541P. doi:10.1126/science.1079462. PMID 12624258.
^ Marchis, F. (2005). “Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm”. Icarus 176 (1): 96–122. Bibcode: 2005Icar..176...96M. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.014.
^ Spencer, John (2007年2月23日). “Here We Go!”. Planetary.org. 2007年8月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年8月29日閲覧。
^ ^a ^b Spencer, J. R. (2007). “Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano”. Science 318 (5848): 240–243. Bibcode: 2007Sci...318..240S. doi:10.1126/science.1147621. PMID 17932290.
^ Jonathan Amos (2012年5月2日). “Esa selects 1bn-euro Juice probe to Jupiter”. BBC News
^ JUICE assessment study report (Yellow Book), ESA, (2012)
^ McEwen, A. S.; Turtle, E. P.; IVO Team (2015). The Io Volcano Observer (IVO) for Discovery 2015 (PDF). 46th Lunar and Planetary Science Conference. 16–20 March 2015. The Woodlands, Texas. Abstract #1627。
^ 平田直之; 宮本英昭 (2011). “土星系の小型衛星達 : 内部構造と表層進化” (pdf). 日本惑星科学会誌遊星人 20 (4): 271–280.
^ ^a ^b “土星の巨大な環”. NEWS & VIEWS. Nature Asia-Pacific (2010年1月). 2019年1月25日閲覧。
^ Lopes, R. M. C.; Williams, D. A. (2005). “Io after Galileo”. Reports on Progress in Physics 68 (2): 303–340. Bibcode: 2005RPPh...68..303L. doi:10.1088/0034-4885/68/2/R02.
^ Spencer, J.. “John Spencer's Astronomical Visualizations”. 2007年5月25日閲覧。
^ “Io: Overview”. NASA. 2014年10月29日閲覧。
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Schneider, N. M.; Bagenal, F. (2007). “Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions”. In Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 265–286. ISBN 3-540-34681-3
^ ^a ^b Postberg, F. (2006). “Composition of jovian dust stream particles”. Icarus 183 (1): 122–134. Bibcode: 2006Icar..183..122P. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.001.
^ Burger, M. H. (1999). “Galileo's close-up view of Io sodium jet”. Geophys. Res. Lett. 26 (22): 3333–3336. Bibcode: 1999GeoRL..26.3333B. doi:10.1029/1999GL003654.
^ ^a ^b Krimigis, S. M. (2002). “A nebula of gases from Io surrounding Jupiter”. Nature 415 (6875): 994–996. Bibcode: 2002Natur.415..994K. doi:10.1038/415994a. PMID 11875559.
^ Medillo, M. (2004). “Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds”. Icarus 170 (2): 430–442. Bibcode: 2004Icar..170..430M. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.009.
^ Grün, E. (1993). “Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft”. Nature 362 (6419): 428–430. Bibcode: 1993Natur.362..428G. doi:10.1038/362428a0.
^ Zook, H. A. (1996). “Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories”. Science 274 (5292): 1501–1503. Bibcode: 1996Sci...274.1501Z. doi:10.1126/science.274.5292.1501. PMID 8929405.
^ Grün, E. (1996). “Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter”. Science 274 (5286): 399–401. Bibcode: 1996Sci...274..399G. doi:10.1126/science.274.5286.399.
^ ^a ^b Kerr, R. A. (2010). “Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io”. Science 327 (5964): 408–409. doi:10.1126/science.327.5964.408-b. PMID 20093451.
^ Schubert, J. (2004). “Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites.”. In F. Bagenal. Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere. Cambridge University Press. pp. 281–306. ISBN 978-0-521-81808-7
^ ^a ^b Anderson, J. D. (2001). “Io's gravity field and interior structure”. J. Geophys. Res. 106 (E12): 32963–32969. Bibcode: 2001JGR...10632963A. doi:10.1029/2000JE001367.
^ Kivelson, M. G. (2001). “Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000”. J. Geophys. Res. 106 (A11): 26121–26135. Bibcode: 2001JGR...10626121K. doi:10.1029/2000JA002510.
^ Sohl, F. (2002). “Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites”. Icarus 157 (1): 104–119. Bibcode: 2002Icar..157..104S. doi:10.1006/icar.2002.6828.
^ Kuskov, O. L.; Kronrod, V. A. (2001). “Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites”. Icarus 151 (2): 204–227. Bibcode: 2001Icar..151..204K. doi:10.1006/icar.2001.6611.
^ ^a ^b ^c ^d Moore, W. B. (2007). “The Interior of Io.”. In R. M. C. Lopes; J. R. Spencer. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 89–108. ISBN 3-540-34681-3
^ “NASA's Galileo Reveals Magma 'Ocean' Beneath Surface of Jupiter's Moon”. Science Daily. (2011年5月12日)
^ Perry, J. (2010年1月21日). “Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean”. The Gish Bar Times. 2019年1月25日閲覧。
^ Jaeger, W. L. (2003). “Orogenic tectonism on Io”. J. Geophys. Res. 108 (E8): 12–1. Bibcode: 2003JGRE..108.5093J. doi:10.1029/2002JE001946.
^ Yoder, C. F. (1979). “How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks”. Nature 279 (5716): 767–770. Bibcode: 1979Natur.279..767Y. doi:10.1038/279767a0.
^ 東京大学准教授宮本　英昭　放送大学　太陽系の科学　第9回「巨大惑星の衛星たち　驚くべき多様な世界」(2010年)
^ ^a ^b Lainey, V. (2009). “Strong tidal dissipation in Io and Jupiter from astrometric observations”. Nature 459: 957–959. Bibcode: 2009Natur.459..957L. doi:10.1038/nature08108. PMID 19536258.
^ Moore, W. B. (2003-08). “Tidal heating and convection in Io”. Journal of Geophysical Research 108 (E8): 5096. Bibcode: 2003JGRE..108.5096M. doi:10.1029/2002JE001943.
^ Steigerwald, William (2015年9月10日). “Underground Magma Ocean Could Explain Io's 'Misplaced' Volcanoes”. NASA. 2015年9月19日閲覧。
^ Tyler, Robert H.; Henning, Wade G.; Hamilton, Christopher W. (June 2015). “Tidal Heating in a Magma Ocean within Jupiter's Moon Io”. The Astrophysical Journal Supplement Series 218 (2): 22. Bibcode: 2015ApJS..218...22T. doi:10.1088/0067-0049/218/2/22.
^ Lewin, Sarah (2015年9月14日). “Magma Oceans on Jupiter's Moon Io May Solve Volcano Mystery”. Space.com 2015年9月19日閲覧。
^ “Cassini Finds Global Ocean in Saturn's Moon Enceladus”. NASA Jet Propulsion Laboratory (2015年9月15日). 2015年9月19日閲覧。
^ Britt, Robert Roy (2000年3月16日). “Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color”. Space.com. オリジナルの2000年8月18日時点におけるアーカイブ。
^ Calder, Nigel (2005). Magic Universe: A Grand Tour of Modern Science. Oxford University Press. p. 215. ISBN 978-0-19-280669-7
^ ^a ^b Carlson, R. W. (2007). “Io's surface composition”. In Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 194–229. ISBN 3-540-34681-3
^ Spencer, J. (2000). “Discovery of Gaseous S₂ in Io's Pele Plume”. Science 288 (5469): 1208–1210. Bibcode: 2000Sci...288.1208S. doi:10.1126/science.288.5469.1208. PMID 10817990.
^ Douté, S. (2004). “Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS”. Icarus 169 (1): 175–196. Bibcode: 2004Icar..169..175D. doi:10.1016/j.icarus.2004.02.001.
^ Seeds, Michael A.; Backman, Dana E. (2012). The Solar System (8th ed.). Cengage Learning. p. 514. ISBN 9781133713685
^ Hadhazy, Adam (2014年3月6日). “Alien Moons Could Bake Dry from Young Gas Giants' Hot Glow”. Astrobiology Magazine 2014年10月28日閲覧。
^ ^a ^b ^c ^d Radebaugh, D. (2001). “Paterae on Io: A new type of volcanic caldera?”. J. Geophys. Res. 106 (E12): 33005–33020. Bibcode: 2001JGR...10633005R. doi:10.1029/2000JE001406.
^ Keszthelyi, L. (2004). “A Post-Galileo view of Io's Interior”. Icarus 169 (1): 271–286. Bibcode: 2004Icar..169..271K. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.005.
^ Williams, David; Radebaugh, Jani; Keszthelyi, Laszlo P.; McEwen, Alfred S.; Lopes, Rosaly M. C.; Douté, Sylvain; Greeley, Ronald (2002). “Geologic mapping of the Chaac-Camaxtli region of Io from Galileo imaging data”. Journal of Geophysical Research 107 (E9): 5068. Bibcode: 2002JGRE..107.5068W. doi:10.1029/2001JE001821.
^ Moore, Patrick, ed (2002). Astronomy Encyclopedia. New York: Oxford University Press. p. 232. ISBN 0-19-521833-7
^ Perry, J. E.; et al. (2003). Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001 (PDF). Lunar and Planetary Science Conference. Clear Lake City (Greater Houston). Abstract #1720。
^ Radebaugh, J. (2004). “Observations and temperatures of Io's Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images”. Icarus 169 (1): 65–79. Bibcode: 2004Icar..169...65R. doi:10.1016/j.icarus.2003.10.019.
^ Howell, R. R.; Lopes, R. M. C. (2007). “The nature of the volcanic activity at Loki: Insights from Galileo NIMS and PPR data”. Icarus 186 (2): 448–461. Bibcode: 2007Icar..186..448H. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.022.
^ “Juno mission captures images of volcanic plumes on Jupiter's moon Io”. Southwest Research Institute. (2018年12月31日) 2019年1月2日閲覧。
^ Keszthelyi, L. (2001). “Imaging of volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission”. J. Geophys. Res. 106 (E12): 33025–33052. Bibcode: 2001JGR...10633025K. doi:10.1029/2000JE001383.
^ ^a ^b Keszthelyi, L. (2007). “New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior”. Icarus 192 (2): 491–502. Bibcode: 2007Icar..192..491K. doi:10.1016/j.icarus.2007.07.008.
^ Roesler, F. L.; Moos, H. W.; Oliversen, R. J.; Woodward, Jr., R. C.; Retherford, K. D. et al. (January 1999). “Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS”. Science 283 (5400): 353–357. Bibcode: 1999Sci...283..353R. doi:10.1126/science.283.5400.353. PMID 9888844.
^ ^a ^b ^c Geissler, P. E.; McEwen, A. S.; Ip, W.; Belton, M. J. S.; Johnson, T. V. et al. (August 1999). “Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io”. Science 285 (5429): 870–874. Bibcode: 1999Sci...285..870G. doi:10.1126/science.285.5429.870. PMID 10436151.
^ McEwen, A. S.; Soderblom, L. A. (August 1983). “Two classes of volcanic plume on Io”. Icarus 55 (2): 197–226. Bibcode: 1983Icar...55..191M. doi:10.1016/0019-1035(83)90075-1.
^ ^a ^b Battaglia, Steven M.; Stewart, Michael A.; Kieffer, Susan W. (June 2014). “Io's theothermal (sulfur) - Lithosphere cycle inferred from sulfur solubility modeling of Pele's magma supply”. Icarus 235: 123–129. Bibcode: 2014Icar..235..123B. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.019.
^ Battaglia, Steven M. (2015-03). Io: The role of Sulfide Droplet Nucleation in Pele-Type Volcanism. 46th Lunar and Planetary Science Conference. 16–20 March 2015. The Woodlands, Texas. Bibcode:2015LPI....46.1044B. LPI Contribution No. 1832。 {{cite conference}}: |date=の日付が不正です。 (説明)
^ Battaglia, Steven M. (2018-03). Does Io have a Lopsided Asthenosphere? Insights from Katla’s Magma Plumbing System, Iceland. 49th Lunar and Planetary Science Conference. 19–23 March 2018. The Woodlands, Texas. Bibcode:2018LPI....49.1047B. LPI Contribution No. 1047。 {{cite conference}}: |date=の日付が不正です。 (説明)
^ Clow, G. D.; Carr, M. H. (1980). “Stability of sulfur slopes on Io”. Icarus 44 (2): 268–279. Bibcode: 1980Icar...44..268C. doi:10.1016/0019-1035(80)90022-6.
^ ^a ^b Schenk, P. M.; Bulmer, M. H. (1998). “Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements”. Science 279 (5356): 1514–1517. Bibcode: 1998Sci...279.1514S. doi:10.1126/science.279.5356.1514. PMID 9488645.
^ McKinnon, W. B. (2001). “Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting”. Geology 29 (2): 103–106. Bibcode: 2001Geo....29..103M. doi:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2.
^ Tackley, P. J. (2001). “Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows”. J. Geophys. Res. 106 (E12): 32971–32981. Bibcode: 2001JGR...10632971T. doi:10.1029/2000JE001411.
^ ^a ^b Schenk, P. M.; Wilson, R. R.; Davies, A. G. (2004). “Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io”. Icarus 169 (1): 98–110. Bibcode: 2004Icar..169...98S. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.015.
^ Moore, J. M. (2001). “Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view”. J. Geophys. Res. 106 (E12): 33223–33240. Bibcode: 2001JGR...10633223M. doi:10.1029/2000JE001375.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g Lellouch, E. (2007). “Io's atmosphere”. In Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 231–264. ISBN 3-540-34681-3
^ ^a ^b ^c ^d ^e Walker, A. C. (2010). “A Comprehensive Numerical Simulation of Io's Sublimation-Driven Atmosphere”. Icarus. in press (1): 409–432. Bibcode: 2010Icar..207..409W. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.012.
^ Spencer, A. C. (2005). “Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io's SO₂ atmosphere”. Icarus 176 (2): 283–304. Bibcode: 2005Icar..176..283S. doi:10.1016/j.icarus.2005.01.019.
^ Geissler, P. E.; Goldstein, D. B. (2007). “Plumes and their deposits”. In Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R.. Io after Galileo. Springer-Praxis. pp. 163–192. ISBN 3-540-34681-3
^ ^a ^b ^c Moullet, A. (2010). “Simultaneous mapping of SO2, SO, NaCl in Io's atmosphere with the Submillimeter Array”. Icarus. in press (1): 353–365. Bibcode: 2010Icar..208..353M. doi:10.1016/j.icarus.2010.02.009.
^ Feaga, L. M. (2009). “Io's dayside SO₂ atmosphere”. Icarus 201 (2): 570–584. Bibcode: 2009Icar..201..570F. doi:10.1016/j.icarus.2009.01.029.
^ Spencer, John (2009年6月8日). “Aloha, Io”. The Planetary Society Blog. The Planetary Society. 2019年1月25日閲覧。
^ Tsang, C. C. C.; Spencer, J. R.; Lellouch, E.; Lopez-Valverde, M. A.; Richter, M. J. (2 August 2016). “The collapse of Io's primary atmosphere in Jupiter eclipse”. Journal of Geophysical Research: Planets 121: 1400–1410. Bibcode: 2016JGRE..121.1400T. doi:10.1002/2016JE005025.
^ Moore, C. H. (2009). “1-D DSMC simulation of Io's atmospheric collapse and reformation during and after eclipse”. Icarus 201 (2): 585–597. Bibcode: 2009Icar..201..585M. doi:10.1016/j.icarus.2009.01.006.
^ Fanale, F. P. et al. (1981-06). “Io: Could SO
2 condensation/sublimation cause the somtimes reported post-eclipse brightening?”. Geophysical Research Letters 8 (6): 625–628. Bibcode: 1981GeoRL...8..625F. doi:10.1029/GL008i006p00625.
^ Nelson, Robert M. et al. (1993-02). “The Brightness of Jupiter's Satellite Io Following Emergence from Eclipse: Selected Observations, 1981–1989”. Icarus 101 (2): 223–233. Bibcode: 1993Icar..101..223N. doi:10.1006/icar.1993.1020.
^ Veverka, J. et al. (1981-01). “Voyager search for posteclipse brightening on Io”. Icarus 47 (1): 60–74. Bibcode: 1981Icar...47...60V. doi:10.1016/0019-1035(81)90091-9.
^ Secosky, James J.; Potter, Michael (1994-09). “A Hubble Space Telescope study of posteclipse brightening and albedo changes on Io”. Icarus 111 (1): 73–78. Bibcode: 1994Icar..111...73S. doi:10.1006/icar.1994.1134.
^ Bellucci, Giancarlo et al. (2004-11). “Cassini/VIMS observation of an Io post-eclipse brightening event”. Icarus 172 (1): 141–148. Bibcode: 2004Icar..172..141B. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.012.
^ Crowe, Robert (2016年8月2日). “SwRI Space Scientists Observe Io's Atmospheric Collapse During Eclipse”. Southwest Research Institute. 2018年10月4日閲覧。
^ Tsang, Constantine C. C. et al. (2016-08). “The collapse of Io's primary atmosphere in Jupiter eclipse”. Journal of Geophysical Research: Planets 121 (8): 1400–1410. Bibcode: 2016JGRE..121.1400T. doi:10.1002/2016JE005025.
^ Retherford, K. D. (2000). “Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions”. J. Geophys. Res. 105 (A12): 27,157–27,165. Bibcode: 2000JGR...10527157R. doi:10.1029/2000JA002500.