Ha a Jupiter felhőtakarójának tetejéről tekintenénk fel az égre, a legnagyobb égitest egy (látszólag és valójában is) kb. Hold méretű sárgásnarancs (fel)színű hold, az Io lenne. Időről időre fényes felszínén (mely a beérkező napsugárzás 60%-át visszaveri, ellentétben Holdunk 7%-os albedójával) 300-1000 km sugarú, magasba törő kitörésfelhők látszanának, a jelenlegi vulkáni aktivitás csalhatatlan bizonyítékai. A hold  fázisai 1,7-nap alatt eljutnának újholdtól újholdig, ugyanezen idő alatt külső szomszédja, az Europa fél keringést tenne meg, tehát pl. újholtól telihold fázisig jutna el, a még kijjebb levő Ganymedes pedig már csak félholdig). Ez az egymással rezonáns keringés adja a vulkáni aktivitás magyarázatát: a szomszédos holdaknak és a Jupiternek az Io kérgét állandóan felszítő árapályereje által keltett súrlódás termeli a vulkánossághoz szükséges hőt. Egy ilyen égbolton a holdak fázisának szabályos váltakozása mellett az Io kiszámíthatatlan változásai, felszínének állandó megújulása nem mindennapi égbolt élményével ajándékozná meg a Jupiter-lakókat.
 

A Holdunknál alig nagyobb méretű és a Jupiterről kb. a mi Holdunkhoz hasonló méretűnek látszó, a Jupiter felé mindig azonos oldalával forduló Io Naprendszerünk geológiailag legaktívabb égitestje. Sokan pizzához hasonlítják felszínét, sokáig a kénvulkánok holdjának tartották és Ínakhosz folyamisten Zeusz által fehér tehénné változtatott lányáról nevezték el. A Galileo Galilei által 1610-ben fölfedezett négy nagy – Galilei-holdaknak elnevezett – hold közül az Io (magyarul Íó, angolul ejtsd: [áj-ó]) kering legközelebb a Jupiterhez. Vulkánjainak magasba szálló anyagának egy része elszökve a holdtól, annak pályája mentén fánk formában terül szét a Jupiter körül és a kitörő anyag egy része a Jupiterhez még közelebb keringő piciny Amalthea hold felszínére hullik. Egyes elképzelések szerint az, ami ma az Ión végbemegy, hasonlít a Vénuszon 5-700 millió éve lezajlott katasztrofális felszín-újraképződéshez, mely a felszínről minden azelőtt keletkezett nyomot – így az összes becsapódásos krátert is – eltörölt. Hogy ez a “törlési fázis” az Ión mióta tart, és meddig fog folytatódni, nem tudjuk.
 

Személyes felfedezés

“Amikor a 2001-et megírtam, az Io, az Europa, a Ganymedes és a Callisto még a legerősebb teleszkópon is csak halvány fénypontnak látszottak; most már tudjuk, hogy mindegyik külön világ, és egyikük – az Io – a Naprendszerünk vulkanikusan legtevékenyebb tagja.” (Arthur C. Clarke: 2010. Második űrodisszeia)

Teremtményeim … megkapják ezt a csillogó és haszontalan játékszert… amit ön tudománynak nevez, és valós istenséggé fogják fölmagasztasítani. Bámulattal fogják eltölteni őket afizika ellentmondásai és a Naprendszer absztrakciói; hajszolni fogják a tudást és megfeletkeznek saját szívük megismeréséről.
Robert Schekley 1968 Kozmikus főnyeremény
 

Ha valaki “új világok” ifjú felfedezője akar lenni, ma is van rá lehetősége. Igaz, nem egy karavella fedélzetén vagy teveháton kell a felfedezőútra indulnia: a mai felfedezéseket kutatóintézetekben, számítógépek előtt ülve teszik. Itt – mint például a houstoni (USA, Texas) Lunar and Planetary Institute-ban (LPI) – dolgozzák fel azokat az adatokat, melyeket az űrszondák küldenek Földünkre a Naprendszer égitestjeiről. Természetesen archiválják is az Földre küldött felvételeket (ilyen archívumok, ún. Regional Planetray Image Facilityk Európában (Oulu, London, Berlin, Róma) is vannak). Mivel a bolygók és holdak között még ma is akadnak olyanok, melyek felszínét még nem ismerjük, a Naprendszer “fehér foltjainak” kitöltése a jövőben is folytatódni fog. Ilyen égitest a Titán narancsszín felhőkkel és sűrű szmoggal eltakart felszíne (felderítője a Cassini-Huygens űrszonda lesz), vagy a Plútó és holdja, a Charon (felderítő: Pluto-Kuiper Express). A korábban már fényképezett égitestekről (Hold, Mars, Vénusz) új űrszondák egyre részletgazdagabb képeket küldenek, de így is maradnak olyan égitestek, melyekről továbbra is csak távolról készült űrfelvételeink vannak. Ugyanakkor új képfeldolgozási módszerekkel a régi (Voyager-, Viking-) felvételeket újra feldolgozzák.

Én 1998-ban nyári ösztöndíjasként két hónapra kapcsolódtam be az LPI munkájába.  Az LPI kutatóinak életét ősszel hurrikánok, nyáron párás forróság és az új ösztöndíjasok érkezése teszik változatossá. 1977 óta rendezik meg minden évben nyári terepgyakorlatukat a Hold- és bolygókutatás iránt érdeklődő egyetemisták számára (geolgógiai terepgyakorlatokat tavaly csak Texas Hill Country nevű vidékére szerveztek – feltehetően még pár évtizedet (századot) várnunk kell arra, hogy az űrfelvételeken látható tájakkal helyszíni bejáráson ismerkedhessünk meg. Igaz, ott (valószínűleg) nem gyűjthetnénk ősmaradványokat, a Hill Countryval ellentétben. Bár ki tudja…)

A Galilei-holdak szakértője, Paul Schenk e nyáron az Io hegyeinek feltérképezésébe fogott bele (a jelen cikkben a többes szám használatakor rá hivatkozom). Tavaly a jelentkezők közül egy magyar diákot – engem – választott segítőnek ehhez a munkához. 12 társammal együtt a két hónap elteltével konferencián számoltunk be elért eredményeinkről: én Az Io hegyeinek eloszlásáról és felszínalaktanáról tartottam előadásomat. Itthon kutatásom kiterjesztettem az Io többi jellegzetes képződményére: a vulkáni központokra és a síkságokra is.

**
 
 
 
 

Az első pillantás az Ióra
"Olyan nincs, hogy unalmas Galilei-hold"
L. A. Soderblom, A Voyager képfeldolgozó csoportja tagja, 1979. áprilisában

1979-ben szenzációként robbant a tudományos világba a hír, hogy a Voyager 1 működő vulkánokat fényképezett az Io felszínén. A földihez képest 1/6-nyi gravitációjú égitesten a kitörő vulkáni anyag 2-300 km magasságba száll fel, s a légkör hiánya miatt esernyőszerűen szétterülő kitörésfelhőt formáz, mely visszahullva széles gyűrűként övezi a kitörési központokat. Már korábban is tudták, hogy az Io felszínét kén borítja (ez adja sokféle árnyaltú sárgás színét), és sokáig az a nézet járta, hogy a láva anyaga is kén. Ma ez a nézet egyre inkább háttérbe szorul, mert a Galileo olyan magas hőmérsékletű lávákat észlelt, melyeket csak szilikátvulkanizmus hozhatott létre.
De nemcsak az első – sőt, mindjárt egyszerre 9 –  Földön kívüli aktív vulkán felfedezése ment szenzációszámba, hanem az is, hogy a felvételeken az Io hatalmas kiterjedésű sárgás síkságain egyetlen becsapódásos eredetű krátert sem találtak. A planetológiában kormeghatározásra használt becsapódásos krátereknek a hiánya alapján arra lehet következtetni, hogy az Io felszíne állandóan megújul (resurfacing), azaz igen fiatal, mert valami eltünteti a kráterek nyomait – mint ahogy a Földön teszi ezt az erózió vagy hosszabb távon a lemeztektonika folyamata. A heves vulkáni tevékenység láttán a magyarázat egyértelmű volt: a kiömlő vulkáni láva ill. a tufa az, ami elfedi a becsapódások nyomát. (A szomszédos, az Ióval rezonáns pályán keringő Europán is alig találhatók kráterek, de ott a globális jégtakaró folyamatos megújulása miatt igen fiatal a felszín.)

Az aktív vulkánok és a síkságok mellett már az első felvételeken feltűntek az Io felszínének további jellemző szerkezetei: a vulkáni eredetű kalderák, melyek egy részét lávató tölti ki,  különböző színű és alakú lerakódások, üledékek, sötét és világos, kanyargó és szétterülő lávafolyások, lávamezők, különböző típusú hegyek, melyek közül a legmagasabb a számításaink szerint a 15 km-es magasságot is eléri, valamint ún. rétegzett síkságok, melyek párszáz méter magas fennsíkjai éles peremlépcsővel különülnek el a síkságok szintjétől.

A Részletes kép

“Amint a tárgyak sokasodnak, újabb princípiumok szerint tudjuk őket csoportosítani”.
(Teleki Pál: A Földrajzi gondolat története, 1917)

A Voyagerek a felszínnek mindössze kb. 35%-át fedték le jó felbontással. A korábbi Voyager 1 és 2 felvételei mellett ma már a Galileo által készített képek is rendelkezésünkre állnak, így három képsorozat kombinálásával a felszín közel 95 százalékáról (az északi-sarki területek kivételével) van képünk. Ez azt is jelenti, hogy az olyan kutatásokra, mint pl. a hegyek vagy kalderák felszíni eloszlásának vizsgálata, csak most kerülhetett sor. A globális vizsgálat során az Ión a következő képződményeket különítettük el:
 

Vulkáni eredetű képződmények
A vulkánossághoz, mint az Io fő felszínalakító folyamatához kötődő jelenségek vizsgálata, megértése különösen fontos az Io belső folyamatainak megértéséhez. A  vulkánok, kalderák és lávafolyások mellett ide sorolhatók a síkságok is, melyekről csak annyit tudunk bizonyosan, hogy az űrszondák számára – jelenlegi felszerelésükkel  – látható legfelső, igen vékony réteget kén és kénvegyületek borítják.

Kitörésfelhők: A vulkáni aktivitás egyértelmű jele a kitörésfelhő megléte. Az Ión két kitörésfelhő-típust különítettek el. Az egyik a PELE-típusú 300 km-re felszálló, 1000-1500km átmérőjű gyűrűként visszahulló, a másik a PROMETHEUS-típusú, 50-120 km magasra kilökődő, 200-300 km átmérőjű lerakódásgyűrűt létrehozó. Mivel a kitöréseknek nagy az illóanyag-tartalma, hatalmas gejzír-vulkánokként is értelmezhetőek. Azt, hogy milyen magasba jut fel a kitörés anyaga, a légkör (lényegében nincs), a gravitáció (a földinek az 1/6-a), és a kitörő anyag vulkáni kürtőben mért sebessége (1km/sec) határozza meg.  Egyes elméletek szerint a vulkánokat az Io és a Jupiter közt záródó elektromos áramlás-cső tartja hosszú ideig (évekig) aktívan.

Tholusok: Az Ión két tholusnak nevezett vulkáni eredetű alakzat (APIS és INACHUS Tholus) figyelhető meg. Központi kráterrel rendelkeznek, szinte teljesen szabályos kör alakúak, és szélük igen meredeken szakad le környezetükre. Mindezek alapján valószínű, hogy sűrűn folyós láva hozta létre őket. Megjelenésükben hasonlítanak a vénuszi palacsintavulkánokhoz. Ez alapján lepényvulkánnak is nevezhetjük őket.

Pajzsvulkánok: Bár mindegyik kaldera egyben pajzsvulkánként is felfogható, valódi vulkán morfológiájú szerkezetet mindössze egyet (névtelen) láthatunk az Ióról készült felvételeken. A vulkán és a tholusok anyaga feltehetően sokkal sűrűbb, mint a kalderákból kiömlő láváké.

Kalderák: A kalderák akkor jönnek létre, mikor a kitörés után a kiürült magmakamra beszakad. Az Io kalderái (vagy az Io nevezéktanában: paterái) átlagosan 50-70 km átmérőjűek, (a Földön a legnagyobb kalderák 20 km-esek). Belsejüket különböző mértékben lávató tölti ki. Általában kör vagy ovális alakúak, de néhány elnyúlt alakú is előfordul, ezek valószínűleg résvulkanizmusra utalnak. A legnagyobb kalderák közt van a LOKI és a CREIDNE Patera.

Lávafolyások: Szinte mindegyik kalderákból lávafolyások kígyóznak ki. Ezek között több típus látható: egyesek hosszú, keskeny, kanyargó folyások (Pl. a RA Patera körül), mások szélesebbek, lebernyeges szélűek (pl : EUBOEA Fluctus), és találhatóak nagy területet elöntő, feltehetően az előzőeknél hígabban folyós lávamezők. Azonos területen többféle lávafolyás is látható egymáson.

Vulkáni síkságok: Az Io felszínének legnagyobb részét síkságok alkotják. Ezek színe a fehértől a halványsárgán át a narancsvörösig változik. Ezek anyaga – legalábbis a felszínen bizonyosan – SO2 illetve SO. Az aktív vulkánok közelében vöröses színű, kisebb területet beborító lerakódás borítja a síkságokat, valószínűleg ezek a legfrissebb vulkáni termékek a felszínen. A különböző színű ill. fényességű területeket Régiókként különítik el egymástól (ilyen pl. a hegyekben igen szegény COLCHIS Regoi). A síkságokon hosszú törésvonalak figyelhetőek meg.  Azt egyelőre nem tudjuk, hogy a síkságok anyaga a kalderákból kiömlő láva vagy kitörésfelhőkből felszínre hulló vulkáni tufa-e.

Rétegzett síkságok:  Az állandó lávaprodukció és tufaszórás következtében az Io felszínére folyamatosan újabb és újabb rétegek rakódnak le. Így feltételezhetjük, hogy az egész hold felszíne ilyen rétegekből áll. A rétegzett síkságok valójában fennsíkok, melyek anyaga megegyezik az alapsíkság anyagával, de annál párszáz méterrel magasabbra emelkedik. A síkságokból meredek tereplépcsővel emelkednek ki (pl. ECHO Mensa). Miért alakult ki ez a magasságkülönbség? Lehetséges, hogy bizonyos helyeken a felszín egy törésvonal mentén kiemelkedett, de az is elképzelhető, hogy a környező területek süllyedtek le. Nem kizárható azonban valamiféle erózió sem, mely folyamatosan fogyasztja el a rétegek anyagát.
 

Tektonikus eredetű képződmények
Hegyek: A korábbi elképzelésekkel ellentétben a hegyek nem vulkanikus, hanem tektonikus eredetűek.  A hegyek a teljes felszín 3%-át alkotják, magasságuk 1-15 km. A hegyek nagy magassága és meredeksége volt az egyik fontos érv amellett, hogy nem puha kén, hanem szilikát (pl. bazalt) alkotja e hegyek, illetve a kéreg anyagát. Fontos jellemzőjük, hogy a földi hegyektől eltérően nem alkotnak hegyláncokat, hanem mind egymagukban emelkednek a magasba az Io síkságjain. Átlagosan 100-200 km hosszúságúak.

A hegyek keletkezésére vonatkozó elméletek szerint az Io hegyei a kéregből kiváló, tektonikus úton kiemelkedett blokkok, melyek kiemelkedéskor megdőlhettek és elfordulhattak. Egyikükön sincsenek vulkáni eredetre utaló jelek (kráter, vulkán-alak), ami jó érv a tektonikus eredet mellett.
Az Io felszínének 90-95%-ára kiterjedő kutatás során feltérképezett mintegy 100 hegyet három fő kategóriába sorolhatjuk. Találhatunk táblás fennsíkokat, melyek 3-5 km magasságúak és éles peremmel szakadnak le a környező síkságra. A fennsíkoknál kevésbé gyakoriak a 10 km-es magasságot is elérő gerincek (sima gerinc: EUBOEA Montes, dupla gerinc: IONIAN Mons). A legmagasabb masszívumok sziklás, meredek oldalúak, és általában egy magasba törő csúcsban végzőnek. Ilyen a 9 km-es HAEMUS Montes, vagy az Io legmagasabb hegye, a 15ą2 km magas BOÖSAULE Montes.
A hegyeknek legalább egy része valószínleg a kéreg már rétegzett anyagából emelkedett ki. Erre utalnak a hegyeken látható barázdák, párhuzamosan futó barázda-rendszerek.
 

Egyéb jellegzetességek és érdekességek

Világos lerakódások: Mind a kalderák, mind a hegyek szélén láthatóak világos színű diffúz lerakódások. Elképzelhető, hogy ezek a repedések mentén felszínre jutó illóanyagok kicsapódásával keletkeznek. Lehetséges, hogy felszín alatti SO2 –tározókból jut nagy nyomás mellett a felszínre anyaguk.

Hegycsuszamlások: A hegyek 10%-ánál láthatóak olyan jelek, melyek hegyomlásra, nagyobb hegycsuszamlásra utalnak. Az EUBOEA Montesnek például az egész északi hegyoldala megcsúszott és hatalmas törmeléktakarót hozott létre.

Az Io anyagának fényváltozásai: az Io felszínének egyik különleges tulajdonsága, hogy attól függően, hogy milyen szögben süti a Nap az adott területet, változtatják az anyagok a fényességüket. Így azonos területen a lávafolyások, lávamezők a korábbi kép “negatívjaként” jelennek meg: ami korábban a sötétebb volt, világosabb lesz és fordítva. A két szélső állapot között pedig látszólag egymásba is olvadhatnak. A jelenség az anyagszemcsék jellemzőivel lehet összefüggésben.
 

Az Io kutatásának módszerei

“Ne írjátok le az Iót! – mondta Curnow. - Számos arab olajsejket ismerek, akik szívesen megküzdenének vele, már csak elvből is. Ilyen ocsmány helyen kell lennie valami értéknek is.” (Arthur C. Clarke: 2010. Második űrodisszeia)

A fenti kutatási eredmények eléréséhez néhány olyan speciális módszert alkalmaztunk, melyek nem széles körben ismertek vagy használtak.
A hegyek feltérképezéséhez nemcsak az egyes Voyager- ill. Galileo-felvételeket használtuk, hanem sztereó képpárokat is készítettünk. Egy – vagy akár több – űrszonda az égitest körüli pályája során különböző nézőpontból fényképezhet azonos területet. Ahhoz hasonlóan, ahogy szemünkkel is két pontból (jobb- ill. bal szem) nézünk azonos pontra és így agyunk három dimenziós képet állít elő, két különböző pontból készített fénykép is szemlélhető oly módon, hogy agyunk azt egy három dimenziós képként értelmezze. Így a hegyek azonnal kiemelkednek a felszínből még akkor is, ha színük alapján teljesen beleolvadnak környezetükbe. (Ilyen sztereó képpárokat akár mi is készíthetünk egyszerű fényképezőgéppel. Minél messzebb készítjük el egymástól a sztereó pár két képét, annál nagyobb térbeli torzítást kapunk, azaz látszólag annál jobban kiemelkednek a tárgyak környezetükből). A sztereó képek használata az utóbbi időkben egyre gyakoribb a bolygókutatásban. E képek segítségével egy adott terület szintvonalas térképét is elkészíthetjük, sőt, megfelelő programmal akár háromdimenziós terepmodellt is készíthetünk.
A hegyek a különböző nézőpont és a felszín már említett fényességváltozásai miatt nem mindig azonosíthatóak egyértelműen. A beazonosítást nagymértékben megkönnyítette, hogy azonos területről több – akár 4-5 – felvételt is felhasználtunk a kutatásban. Az eredeti Voyager ill. Galileo képek különböző távolságból, különböző kamerákkal és különböző szögből készültek, így ahhoz, hogy őket össze lehessen hasonlítani, egységes vetületűvé és felbontásúvá kellett átalakítani a képeket. Minden hegyről külön képkivágatok készültek ezzel a módszerrel. Ezeken a térképszerű képeken már a hegyek hossza is lemérhető volt.
A hegyek magasságának ill. a kalderák mélységének (jobb felbontású felvételeken majd a lávafolyások magasságának) meghatározásához fel tudtuk használni az előbb ismertetett sztereó párokat, de több más módszert is bevetettünk.
A holdkráterek mélységének meghatározásához már jól ismert módszer az árnyékhosszmérés. A vetett árnyék hosszának és a Nap beesési szögének ismeretében egyszerű trigonometriai összefüggéssel meghatározható a hegy magassága (vagy kaldera mélysége). Ez a módszer elsősorban azokon a képeken használható, ahol elég hosszúra nyúlt árnyékok láthatóak, azaz a terminátor-vonal (a nappal-éjszaka határvonal) közelében. A teliholdat mutató képeken árnyékok nem láthatóak, így ott a hegyek magassága nem határoztató meg – hacsak nem találunk hegyeket a hold peremén! Itt ugyanis épp profilból, oldalról látszik a hegy. Ha a képet megfelelő felbontásúvá alakítjuk, (pl. 1 km/képpont), a hold kerületének szabályos vonalából kiemelkedő pixelek (képpontok) egyszerű megszámlálásával megkapjuk a hegy magasságát.

Az Io térképei
A Naprendszer többi égitestéhez hasonlóan az Iónak is készült már térkép, 1 : 15 000 000 méretarányban. Ezen azonban még csak a Voyager eredményei láthatóak, így hamarosan újabb térkép elkészítése várható. Szintén készült már geológiai térkép is az Ióról, ez is a felszínt 35%-ban lefedő Voyager-felvételek alapján, így itt is szükség van a fehér foltok kitöltésére illetve új geológia egységek meghatározására.

Az Io felszíni alakzatainak elnevezése
Manapság a térképek közül már csak a planetáris térképeken találhatunk kiterjedt fehér foltokat. Ha egy űrszonda közelről fényképezi ezeket az égitesteket, a mind jobb felbontás mellett mind több felszíni alakzat válik láthatóvá, azonosíthatóvá. Ezeknek tehát nevet kell adni. A Nemzetközi Csillagászati Unió minden égitest esetére külön névadási szabályzatot állapított meg. Mindegyik bolygónak, holdnak, kisbolygónak adott témához kapcsolódó neveket kell adni. Az Io esetében a legkorábban felismert, nagyobb felszíni alakzatoknak a görög mitológia alapján, az Íó-mítosszal összefüggő neveket adtak (a hegyeket pl. azokról a helyekről nevezték el, ahol a mitológiai Íó vándorlása során eljutott: Haemus Montes (a Balkán-hegység nevéből), Caucasus Mons (a Kaukázusról) Egypt Mons (Egyiptomról), Ionian Mons (a Jón-tenger nevéből), Crimea Mons (a Krím-félszigetből), Euboea-Montes (Euboia szigetéről, ahol egyébként Arisztotelész töltötte utolsó éveit) stb. A paterák (azaz kalderák) száma 400 körül van, így itt egy szélesebb névanyagból kell meríteni: Földünk bármely kultúrájának tűz-, nap-, vihar- és vulkánisteneiről, hőseiről vagy mitikus hírű kovácsokról kaphatják nevüket (pl. Loki, Pele, Prometheus).

Az Io űrszondás megfigyelése

“A Galileón először használt SSI-technológia az 1970-80-as évek eredménye. Már az első képekből kitűnik, hogy a kamera a valaha felvett legnagyszerűbb képeket készítette Naprendszerünk égitestjeiről, olyan térbeli felbontással és spektrális sávszélességben, ami korábban nem volt elérhető.”
Michael J. S. Belton, a Galileo SSI csoport vezetője

Az Iót közelről először 1979. márciusában fényképezte a Voyager 1 űrszonda. A Galileo űrszonda az eredeti tervek szerint 1988-ban ért volna el céljához, azonban pályára állítását a Challenger-katasztrófa miatt elhalasztották, így csak 1996-ban érhette el a Jupitert. Azóta rendszeresen készíti felvételeit a Galilei-holdakról. A legjobb felbontású színes Io-képeket a tervek szerint idén júliusban, az ezeknél is részletgazdagabb fekete-fehér fotókat pedig október-novemberben fogja készíteni. A közelfelvételek számos eddig nyitva álló kérdésre megadhatják majd a választ.
A kutatók – és persze minden érdeklődő – reménykedik benne, hogy a Galileo űrszonda nem hagyja cserben őket és nem hibásodik meg az Io-megközelítés alkalmával. A Galileo ekkor kb. 2000 km-re fog elhaladni az Iótól, ami tízszer olyan közel van, mint a Voyager 1 legnagyobb Io-megközelítése. Ha egy űrszonda közelebbről fényképezi a Jupitertől 420 000 km-re keringő Iót, az azt is jelenti egyben, hogy a Jupiterhez is közelebb kerül. Mivel az Io a Jupiter magnetoszférájában mozog, a holdat megközelítő űrszondának igen erős sugárzást kell kiállnia. Emiatt a kutatók arra számítanak, hogy a Galileo CCD kameráiban számos pixel “meg fog vakulni”. Mindezek miatt döntöttek úgy, hogy az Ió-megközelítést a Galileo programjának a legvégére teszik. Az eredeti tervek szerint ezután már csak egészségi állapotáról küld majd a szonda “életjeleket”, egészen addig, míg a sugárzás el nem hallgattatja. Azonban lehetséges, hogy ha jól bírja a megpróbáltatásokat, a Galileo programját ismét meghosszabbítják a NASA szakemberei.

KÉPEK (lennének, de nincsenek itt):
Az Io fototérképe
Fényességváltozás
Boösaule Montes
Creidne Patera+Euboea
Caucasus Mons
Tholi
Ra Patera
Pele környezete
Prometheus kitörésfelhő
Sarki eróziós terület
DTM

Válogatott irodalom
Carr, M. H.  et al. 1998. Mountains and Calderas on Io: Possible Implications for Lithosphere Structure and Magma Generation. Icarus 135, pp 146-165
Rothery, D. A. Satellites of Outer Planets – Worlds in their own righ. Oxford University Press

Schenk, P. M., Bulmer, M. H. 1998. Origin of Mountains on Io by Thrust Faulting and Large-Scale Mass Movements. Science 279, pp 1514-1517.

Schraber, G. G. 1982 Geology of Io in: Satellites of Jupiter Pt2, Chapter 15.

Az Arthur C. Clarke 2010. Űrodisszeájából vett idézeteket a  Kozmosz Könyvek 1985-ös kiadásából vettem (fordította: F. Nagy Piroska).