イオ 最終。 『グラブル』最終上限解放イオ(リミテッドシリーズ)はフルオートパーティで使える?

『グラブル』最終上限解放イオ(リミテッドシリーズ)はフルオートパーティで使える?

イオ 最終

イオ(撮影) ・別名 Jupiter I, J 1 V 5. 03 の種類 発見 発見日 発見者 () と性質 平均 421,700 距離 q 420,000 km 距離 Q 423,400 km e 0. 0041 P 1 日 18 時間 27. 6 分 (1. 769 日) i 0. 040 の衛星 物理的性質 面での 3,643. 2 km 1821. 5 8. 006 表面 1. 79 0. 183 2. 6 分 (公転と同期) (反射能) 0. 02 1. 4つのの中で最も内側を公転するである。 の衛星の中で4番目に大きく、また最も高密度 の衛星である。 太陽系の中で最も水を含む割合が少ない天体でもある。 に発見され、に登場する女神に因んで命名された。 イオには400個を超えるがあり、太陽系内で最も地質学的に活発な天体である。 この極端な地質活動は、木星と他のガリレオ衛星である、との重力相互作用に伴うイオ内部での加熱の結果である。 いくつかの火山はとの噴煙を発生させており、その高さは表面から 500 km にも達する。 イオの表面には100以上の山も見られ、イオの岩石の底部における圧縮によって持ち上げられ形成されたと考えられる。 これらのうちいくつかはよりも高い。 大部分がのからなる大部分の太陽系遠方の衛星とは異なり、イオの主成分はであり、溶けたもしくはのを岩石が取り囲んだ構造をしている。 イオの表面の大部分は、硫黄と二酸化硫黄の霜で覆われた広い平原からなっている。 イオの火山活動は表面の独特の特徴を生み出している。 イオの火山噴出物と溶岩流は表面の様相を大きく変化させ、黄、赤、白、黒と緑の微妙な色彩で彩っている。 これらの多くは硫黄のと硫黄化合物からなっている。 また、長さが 500 km 以上にもおよぶ多数の溶岩流が表面に見られる。 この火山活動によって生成される物質が、イオの薄く不完全な大気と木星のを作り上げている。 イオの火山噴出物は木星の周りの大きなを形成している。 イオは17世紀と18世紀におけるの発展において大きな役割を果たした。 イオは1610年1月にによって、他のガリレオ衛星と共に発見された。 この発見はを後押しし、の発展につながり、さらにはによるにもつながった。 地球からは、19世紀後半から20世紀初頭にかけてはイオは点として観測されていたにとどまったが、その後は暗い赤い極域や明るい赤道領域などの大規模な表面の特徴が分解できるようになった。 にはによって2つの探査機による観測が行われ、多数の火山活動や大きな山、明確なが見られない若い表面など、地質学的に活発な姿が明らかになった。 探査機は1990年代と2000年代初頭に数回の近接フライバイを行い、イオの内部構造と表面組成に関するデータを取得している。 これらの探査機は、イオと木星の磁気圏の関連も明らかにし、イオの軌道を中心とする高エネルギーの放射線帯の存在も発見した。 イオは1日あたり 36 ものを受けている。 その後、には探査機、には探査機、以降はによるさらなる観測が行われ、並行して地上望遠鏡やによる観測も行われている。 イオの発見者であるガリレオ・ガリレイ イオは1610年1月7日に、がにおいてを用いて発見した。 しかしその観測では望遠鏡の性能不足のため、ガリレオはイオとを区別することが出来ず、両者は1つの光点として記録された。 ガリレオがイオとエウロパを別々の天体として観測したのは翌日の1610年1月8日のことであり、この日付が IAU に発見日として認められている。 イオとその他のガリレオ衛星の発見は、1610年3月の『』で発表された。 にが出版した『 Mundus Jovialis』の中で、マリウスはガリレオの発見より1週間前のにイオとその他のガリレオ衛星を発見したと主張した。 ガリレオはこの主張を疑い、マリウスのこの著作は盗作であるとして退けた。 マリウスの観測記録はの1609年12月29日から始まっており、これはガリレオが用いていたでは1610年1月8日にあたる。 ガリレオがマリウスより先に発見を発表していることから、ガリレオが発見者として記録されている。 命名 [ ] イオ 左下 と 左上 とのサイズの比較。 はガリレオ衛星の発見者とは認められなかったものの、彼がガリレオ衛星に対して提案した名称は採用されている。 彼はの出版物 Mundus Iovialis anno M. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici の中でガリレオ衛星の最も内側のものにいくつかの名前を提案しており、その中には「木星の水星 The Mercury of Jupiter 」や「木星の一番目の惑星 The First of the Jovian Planets 」というものもあった。 のの助言に基づき、彼はのや、それに相当するのの愛人から名前を与えることを考案した。 彼は木星の最も内側の大衛星に対し、ギリシア神話の登場人物であるに因んで名前を与えた。 マリウスが提案した名前は20世紀中頃までは広く受け入れられていなかった。 初期の天文学の文献の多くでは、イオは一般にを用いて Jupiter I と表記されたり これはガリレオが導入した表記である 、あるいは「木星の一番目の衛星」と表記された。 なお、同名の小惑星も存在する。 イオ表面の地形は、イオの神話の人物や場所、様々な神話における火や火山、太陽、雷の神、そしての『』の人物や場所など、その火山性の表面にふさわしい名前が付けられている。 によって表面の近接画像が初めて得られて以降、はイオの火山や山、平野や大きなの特徴に対して、225の名称を承認している。 承認されたイオの火山性の地形の中には、「パテラ」 火山性凹地 、「フルクトゥス」 溶岩流 、活火山 特定の火山において、噴火活動が最初の火山活動の兆候であったもの などがある。 命名された山、平原、層状の地形、楯状火山は、それぞれ名称に mons、 mensa テーブル 、 planum、 tholus を含んでいる。 明るいアルベドを持つ領域は regio という用語が使用されている。 命名された地形の例としては、プロメテウス火山、パン卓状台地 Pan Mensa などがある。 と関連したものには、に由来する、・パテラ、・パテラ、マスビ・フルクトゥス、(アチャラ・ナータ)に由来するアチャラ・フルクトゥス、の神話に由来する、日本語に由来する、ライデン・パテラ、センゲン・パテラがある。 「」も参照 発見から探査機による観測以前 [ ] 発見されてから250年ほどの間は、イオは望遠鏡で5等級の点として観測される天体のままであった。 17世紀の間にイオやその他のガリレオ衛星は、経度の決定する初期の手法 、の検証、木星と地球の間をが進むのに必要な時間の決定など、様々な目的を果たすために用いられた。 天文学者のらによって作成されたに基づき、はイオ、、のを説明するための数学理論を構築した。 この共鳴はのちにこれら3つの衛星の地質に大きな影響を及ぼすことが判明した。 19世紀後半から20世紀にかけての望遠鏡技術の進歩により、天文学者はイオの大規模な表面の特徴をできるようになった。 1890年代に、がイオの赤道領域と極領域の明るさに違いがあることを初めて観測した。 バーナードと同期の天文学者であるはイオが卵状の形状をしていると解釈し、バーナードも初めは2つの分離した天体からなると考えていたが、後に2つの領域で色とが異なることが原因であると正しく解釈した。 後の望遠鏡観測で、イオの明確な赤茶色の極域と、黄白色の赤道帯が確認された。 20世紀中盤の望遠鏡観測では、イオの異様な性質が明らかになり始めた。 分光観測からは、他のガリレオ衛星とは異なり表面に水が全く存在していないことが示唆された。 同じ観測では、表面は塩とからなる揮発性物質が占めていることが示唆された。 観測では、イオの軌道周期と結びついたのでのバーストなどに見られるような、木星のにイオが及ぼす影響も明らかになった。 パイオニア [ ] イオを通過した初めての探査機は、のとであり、それぞれ12月3日と12月2日にイオ付近を通過した。 電波追跡によりイオの質量の推定値が改善され、そのサイズに関する情報からイオがガリレオ衛星の中で最大の密度を持つこと、また水氷ではなく主に珪酸塩の岩石からなることが示唆された。 パイオニアはさらに薄い大気の存在と、イオの軌道付近の強い放射線帯の存在を明らかにした。 両探査機で得られた画像のうち、パイオニア11号に搭載されたカメラによって撮影された北極領域の画像のみが良質のものであった。 近接画像はパイオニア10号の接近の際にも撮影することが予定されていたが、これらは高放射線環境のせいで失われてしまった。 ボイジャー [ ] によるイオの南極領域の。 画像中にはのうち2つが写っている。 上の左端のエヴィア山脈 Euboea Montes と下部のハエムス山脈 Haemus Montes である。 による2つの探査機とがにイオを通過した際は、進化した撮像システムによってさらに詳細な画像が得られた。 ボイジャー1号は1979年3月5日に 20,600 km の距離を通過した。 接近の最中に送信された画像からは、奇妙な、多色に彩られたのない風景が明らかになった。 最も高い解像度の画像では、奇妙な形状の穴、よりも高い山々、溶岩流に似た地形を持つ、比較的若い表面が見られた。 近接遭遇の直後に、ボイジャーのナビゲーションエンジニアである Linda A. Morabito は、画像の1つに表面から噴出する噴煙に気が付いた。 ボイジャー1号が撮影したその他の画像を解析したところ、表面に散在する同様の噴煙が9つ発見され、イオは活発な火山活動を起こしていることが明らかになった。 この結果は、ボイジャー1号の接近の直前に発表された、Stan Peale, Patrick Cassen, と R. Reynolds による論文の中で予測されていた。 Peale らは、イオの内部はエウロパ、ガニメデとの軌道共鳴によって引き起こされる大きな潮汐加熱を経験するということを計算していた。 このフライバイで取得されたデータは、イオの表面は硫黄との霜で覆われていることを示した。 これらの化合物はイオの薄い大気の成分でもあり、またイオの軌道を中心としたの成分でもある。 ボイジャー2号は1979年7月9日に 1,130,000 km の距離を通過した。 ボイジャー1号ほどは接近しなかったものの、両探査機で撮影された画像を比較することで、4ヶ月の間に表面の様子がいくらか変化している様子を見ることができた。 さらに、ボイジャー2号が木星系を離れる際に三日月状に太陽光が当たるイオの観測からは、3月に観測された9つの噴煙のうち7つは1979年7月の段階で活動しており、ペレ火山だけが2機のフライバイの間に活動を停止したことが明らかになった。 ガリレオ [ ] 色を強調したガリレオの画像では、ピッラン火口 Pillan Patera が1997年に起こした大噴火によって形成された暗いスポットが見える。 暗いスポットは、ペレ火山による硫黄の短鎖同素体による赤いリング模様の一部を覆っている。 探査機は、地球から6年の歳月をかけてに木星に到達し、ボイジャーの2機の観測や、それ以降に地上から行われた観測による発見の追跡調査を行った。 イオは木星の最も強力な放射線帯のうちのひとつの中に位置しているため長期にわたる近接フライバイは行われなかったが,木星系を探査する2年間の主要ミッションのための軌道に入る直前にイオに接近した。 1995年12月7日の近接フライバイの際には画像は撮影しなかったが、内部太陽系のに見られるのに似た大きな鉄のの発見などの重要な成果が得られた。 接近画像を取得しなかったことや、データの送信に大きな制限を与えた機器の異常などの影響はあったものの、ガリレオの主要ミッションの間にいくつかの重要な発見がなされた。 ガリレオはピッラン火口での大きな噴火の影響を観測し、火山噴火はが豊富なとの珪酸塩のからなることを確認した。 イオの遠方からの撮影は主要ミッション中のほぼ全ての軌道で得られ、多数の活発な火山 表面で冷却するマグマからの熱放射と火山の噴煙の両方 、形状が大きく異なる多数の山、およびボイジャーが観測した時期とガリレオの時期やガリレオミッション中でのいくつかの表面の変化の存在が明らかになった。 ガリレオのミッションはとの二度にわたって延長された。 これらの延長ミッションの最中に、ガリレオによるイオへの接近は1999年後半に3回、2000年前半、2001年後半に3回、2002年前半に行われた。 これらの接近での観測では、イオの火山と山で発生する地質学的プロセスを明らかにし、磁場の存在を否定し、火山活動の規模を示した。 2000年12月には、がに向かう最中に木星系に遠方かつ短時間の接近を行い、ガリレオとの共同観測が実現した。 これらの観測では、トゥワシュトラ火口 Tvashtar Paterae における新しい噴煙が明らかになり、イオのについての知見も得られた。 その後の観測 [ ] ガリレオとニュー・ホライズンズの観測の8年間における表面の特徴の変化。 にガリレオ探査機が計画的に木星大気に突入してミッションが終了した後は、イオの火山活動の新しい観測は地上望遠鏡から行われた。 特に、のでのを用いた撮像とハッブル宇宙望遠鏡での撮像により、天文学者はイオの活発な火山をモニターすることが出来た。 この撮像観測により、木星付近にまで探査機を送り込まずとも、科学者たちはイオの火山活動を監視することが出来た。 ニュー・ホライズンズ [ ] はとに向かう途上で、2月28日に木星系を通過した。 この遭遇の最中に、遠方からのイオの観測が多数行われた。 この時の画像の中にはトゥワシュトラ火口における大きな噴煙も含まれており、1979年のペレ火山の噴煙の観測以来初めてとなる、イオの最大級の火山噴火の詳細な観測が行われた。 ニュー・ホライズンズはギッル火口 Girru Patera 付近の噴火の初期段階の画像も取得しており、ガリレオの観測以降に発生したいくつかの火山噴火も捉えている。 進行中および将来の計画 [ ] 木星系の探査ミッションには、進行中のものが1つ、間近に迫ったものが1つある。 8月5日に打ち上げられたは撮影能力は限られているものの、赤外線オーロラマッピング装置 JIRAM を用いてイオの火山活動をモニターすることができる。 はによって計画されているミッションで、最終的にはガニメデの周回軌道に入ることが予定されている。 JUICE は2022年に打ち上げ、2030年1月に木星に到達することが予定されている。 JUICE はイオをフライバイする予定はないが、ガニメデ周回軌道へ投入する前の2年間の木星周遊段階では、狭角カメラなどの搭載した機器を用いてイオの火山活動をモニターし、表面組成を測定することが予定されている。 IVO はとして提案されている2021年打ち上げ予定のミッションである。 2026年から開始する木星周回軌道でのミッションにおいて、複数回のイオのフライバイを行うことが計画されている。 軌道と自転 [ ] 「」も参照 イオは木星の中心から 421,700 km の距離を公転しており、木星の雲頂からの距離は 350,000 km である。 の中では最も内側を公転しており、軌道はとの間にある。 木星のを含むと、内側から5番目の衛星である。 木星の周りをおよそ42. 5時間かけて1周している 1晩の観測でその動きが観測できるほど速い。 イオはエウロパと 2:1 のを起こしており、またとは 4:1 の平均運動共鳴を起こしている。 そのためイオが木星を2周する間にエウロパは1周し、イオが4周する間にガニメデは1周する。 この関係はと呼ばれる。 この共鳴によってイオのは0. 0041に保たれており、地質学的活動を起こす主要な熱源となっている。 この強制的な軌道離心率が無ければ、イオの軌道はによって円軌道化され、地質学的に不活発な天体になるだろう。 他のガリレオ衛星やと同様に、イオの自転はしており、同じ面を木星に向け続けている。 この同期性を元にイオの経度系が定義されている。 イオのは、木星直下点で赤道と交差するように定義されている。 常に木星を向いている面は sub-Jovian hemisphere 木星に面する半球 と呼ばれ、反対側は anti-Jovian hemisphere 木星から見て反対側の半球 と呼ばれる。 常にイオが公転する方向を向いた側は leading hemisphere 先行半球 、常に公転する方向の逆を向いた側は trailing hemisphere 後行半球 として知られている。 イオの表面からは、木星の視直径は 19. これは地球から見た月の見かけの大きさの39倍である。 木星磁気圏との相互作用 [ ] 木星の磁気圏とイオ 画像中央 に影響される成分の模式図。 プラズマトーラス 赤 、中性物質の雲 黄色 、磁束管 緑 、磁力線 青 が描かれている。 イオは木星のを形作る上で重要な役割を果たしている。 イオは 400,000 ボルトもの電圧の発電機として働き、300万アンペアの電流を生成し、木星に磁気圏を2倍以上の大きさに膨張させるを放出する。 木星の磁気圏はイオの薄い大気からのガスとダストを掃き集めており、その量は1秒あたり1トンにもおよぶ。 この物質は大部分がイオンか状の、と、原子状のや、状の二酸化硫黄と硫黄、そしての塵である。 これらの物質はイオの火山活動に起源を持つものだが、木星の磁気圏に散逸し惑星間空間にやってくる物質はイオの大気から直接来るものである。 これらの物質は、その電離状態や組成に依存するが、最終的に様々な中性物質の雲や木星磁気圏内の放射線帯に到達し、場合によってはその後木星系から放出されることもある。 表面からイオ半径の6倍程度の距離までに広がりイオを取り囲んでいるのは、中性の硫黄、酸素、ナトリウム、カリウム原子の雲である。 これらの粒子はイオの高層大気に起源を持ち、中のイオンとの衝突によって励起され、その他の過程によってイオの イオの重力が木星の重力を上回る領域 を満たしている。 この物質の一部はイオの重力を振り切って木星を周回する軌道に入る。 20時間かけてこれらの粒子はイオから拡散してバナナ型の中性雲を形成し、この構造はイオの軌道の内側ではイオの前方に向かって、イオの軌道の外側ではイオの後方に向かって、木星半径の6倍の距離にまで広がる。 これらの粒子を励起する衝突過程は、時々プラズマトーラス中のナトリウムイオンにを供給して再結合し、これによって生成された新しい高速の中性粒子はトーラスから除去される。 イオは、イオプラズマトーラスとして知られる強い放射線帯の中を公転している。 この電離した硫黄、酸素、ナトリウム、塩素の型の環にあるプラズマは、イオを取り囲む「雲」の中にある中性原子が電離され木星の磁気圏によって運ばれる際に発生する。 木星磁場の他の部分と同様にプラズマトーラスは木星の赤道面 そしてイオの軌道面 に対して傾いているため、イオはある時はプラズマトーラスの中心より上にあり、ある時は下にある。 先述の通りこれらのイオンは高速で高エネルギーであるため、イオの大気や広がった中性雲から中性原子や分子を除去する働きがある。 トーラスは3つの区分から成り立っている。 1つ目はイオの軌道のすぐ外側にある「温かい」トーラスである。 2つ目は「リボン」として知られる垂直方向に広がった領域で、木星からイオまでの距離に位置しており、中性物質の起源と冷却するプラズマからなる。 3つ目は「冷たい」トーラスで、木星へ向かって徐々にらせん状に落下していく粒子からなる。 「温かい」トーラス内の粒子はトーラス内に平均で40日とどまった後に脱出し、木星の異常に大きい磁気圏の部分的な原因となり、外向きの圧力で磁気圏を内部から膨張させている。 イオからの粒子は磁気圏プラズマの変動として検出され、これはニュー・ホライズンズによって非常に長いとして検出された。 プラズマトーラス内の同じような変動を研究するためには、それが放射するを測定するという方法もある。 このような変動は、プラズマトーラス内の物質の究極的な源であるイオの火山活動とは明確には結び付いていないものの、中性ナトリウムの雲を介して関連している。 探査機が1992年に木星に接近した際、木星系から放出されるダストサイズの粒子の流れを検出している。 ガリレオ探査機によるダストの測定では、これらのダストの流れはイオが起源であることが示されたが、どのように形成されたのか、イオの火山活動が起源なのかあるいは表面から除去された物質が起源なのかについては明らかになっていない。 イオを横切っている木星のは磁束管として知られる、イオの大気および中性雲と、木星の極域の高層大気を結合している。 この電流は、"Io footprint" イオの足跡 として知られている木星の極域での発光や、イオの大気でのオーロラを生み出している。 このオーロラ相互作用による粒子はの波長で木星の極域を暗く見せる。 地球と木星に対するイオとそのオーロラの足跡の位置は、地球から見たときの木星電波放射に強い影響を与える。 イオが見えている時は、木星からの電波は大幅に増加する。 現在木星を公転する軌道に入るは、この過程を明らかにする観測を行っている。 イオの電離圏を横切らなかった木星の磁力線も電流を誘導し、イオの内部に誘導磁場を生成する。 イオの誘導磁場は、表面から 50 km 下にある部分的に溶融した珪酸塩マグマの中で発生すると考えられている。 同様の誘導磁場はガリレオ探査機によって他のガリレオ衛星にも発見されており、これらの衛星内部の液体の水の海で発生している。 地質 [ ] イオは地球の衛星であるよりわずかに大きい。 平均半径は 1821. わずかにの形状をしており、長軸を木星の方向に向けている。 の中では質量・半径は共にとに劣るものの、は上回っている。 内部 [ ] イオの内部組成のモデル。 イオの主成分は珪酸塩のとであり、のと珪酸塩岩石の混合物が主成分である遠方の他の衛星とは異なり、全体の組成はに近い。 イオの密度は 3. ガリレオ衛星、特に密度がおよそ 1. また月の密度である 3. 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、内部は岩石豊富なと、もしくはが豊富なに分化していることが示唆されている。 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、核はを起こしていないことが示唆された。 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。 に対する鉄の量は月や地球よりは大きいが、よりは小さい。 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。 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。 とイオの火山活動による硫黄の堆積物からなるイオのは、少なくとも 12 km の厚みを持ち、また 40 km よりは薄い。 潮汐加熱 [ ] 「」も参照 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。 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。 エウロパとガニメデとのは、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。 イオのの垂直方向長さはイオがと遠点にいる時では最大で 100 m ほど変化する。 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。 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を生み出す 全球で 0. 6-1. 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。 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。 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。 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、エウロパやのような天体におけるの可能性を高めると考えられる。 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、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。 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。 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。 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。 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によって損傷され、通常は安定なを破壊する。 これによりイオの赤茶色の極域の模様が生成される。 イオの地質図 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 S 2 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。 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、あるいはも含んでいる可能性がある。 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。 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。 この水の少なさは、木星は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。 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、この溶岩はが豊富なやを含むからなる。 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。 この地形は地球におけるに似ているが、地球のものと同様に空洞になった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。 この過程の様々な段階の paterae は、チャク・カマシュトリ領域 のガリレオ探査機を用いて観測されている。 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 () Loki Patera である。 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。 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、あるいはを形成したりする。 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。 が2018年12月21日に撮影した、付近の噴煙。 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。 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 km 2 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。 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、これらの溶岩流はやを含む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。 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 、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。 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。 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。 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。 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、しばしば珪酸塩のが共に引きずられて噴出する。 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。 による、高さ 5. 4 km の トヒル山 Tohil Mons の画像。 イオは100から150の山を持つ。 5 である。 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。 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。 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、によってイオの地殻の塊を隆起させ傾けている。 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の結果として発生する。 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。 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。 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。 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。 がもっとも一般的な形態である。 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。 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。 大気 [ ] イオの高層大気でのオーロラの発光。 色の違いは大気の異なる成分からの放射を表している 緑はナトリウム、赤は酸素、青は二酸化硫黄などの火山ガスからの放射。 画像はイオがの最中に撮影されたものである。 イオは極めて薄いを持っている。 主成分は SO 2 で、微量成分として SO 、塩化ナトリウム NaCl 、とを含む。 大気は、一日の時間や緯度、火山活動、表面の霜の存在量によって密度と温度が共に大きく変化する。 イオにおける大気圧の最大値は 3. イオの大気圧はイオの夜面で最も低くなり、0. イオの大気温度の範囲は、低いものでは二酸化硫黄が表面の霜とになる温度から、高いものでは大気高層で大気密度が低く、イオのプラズマトーラスからの加熱とイオの磁束管からのジュール加熱によって 1800 K に達するような場合まで様々である。 この低圧の影響で、夜側では大気の影響は表面付近に限定される。 ただし霜の多い領域から少ない領域へ二酸化硫黄が一時的に再分配される場合や、噴煙の物質が昼側の厚い大気に再突入した際の噴煙堆積物のサイズの拡大は例外である。 イオの大気は非常に薄いため、イオを探査するための将来のあらゆる着陸機はエアロシェル型の熱シールドに入れる必要は無いが、そのかわりにするためにはスラスタが必要である。 またを減衰させる厚い大気が無いため、着陸機は強い木星放射線に耐えられるような頑丈さが必要とされる。 イオの大気中のガスは木星の磁気圏によってはぎ取られ、イオを取り囲む中性粒子の雲へと散逸するか、またはイオの軌道上にあるが木星の磁気圏と共回転するイオン化された粒子の環であるイオのプラズマトーラスへと散逸する。 このプロセスによって1秒あたりおよそ1トンもの大気がイオから持ち去られているため、大気は常に補充されているはずである。 イオの大気中の二酸化硫黄の大部分は、表面に凍りついた二酸化硫黄の太陽光によるによって維持されている。 大気の大部分が昇華によって生み出されているという考えは、二酸化硫黄の霜が最も多い木星の反対側の半球でイオの大気が最も高密度になるという観測事実と一致し、またイオが太陽に近いほど密度が高いという観測事実とも一致する。 しかし火山の噴出孔付近で観測された最も高い大気密度を説明するためには、火山の噴煙からの寄与も必要である。 木星による日食の際の大気崩壊は、大気下部に一酸化硫黄の拡散層が形成されることによっていくらか抑えられるものの、イオの夜側での大気圧はイオでの南中過ぎにおける最大気圧時よりも2〜4桁も小さくなる。 塩化ナトリウム、一酸化硫黄、酸素原子や硫黄原子といったイオの大気の微量成分の起源は、火山の脱ガス、太陽の放射による二酸化硫黄の光や、木星の磁気圏からの荷電粒子による表面堆積物のである。 様々な科学者によって、イオが木星の影を通過する際にイオの大気が表面にするという仮説が提唱されてきた。 これの証拠は「後の増光」であり、食の直後は表面が霜で覆われているために衛星がわずかに明るく見えるというものである。 およそ15分で明るさは通常時に戻るが、これはによって霜が消失したためと考えられる。 食直後の増光は、地上望遠鏡からの観測の他に、に搭載された機器を用いて波長でも観測された。 2013年にはでの観測によって、木星による食の最中の二酸化硫黄大気の崩壊と、食の直後の大気の再形成が直接測定され、この現象の存在がさらに支持されることとなった。 イオが木星による食を経験している最中の高分解能の撮像観測から、状の発光の存在が明らかになっている。 地球でのオーロラと同様に大気に粒子放射線が衝突することによって発生しているが、イオの場合は荷電粒子は起源ではなく木星の磁場から来たものである。 オーロラは通常惑星の磁極周辺で発生するが、イオのオーロラの場合は赤道周辺が最も明るい。 イオは自身の固有磁場を持っていない。 そのため、木星の磁場に沿って移動するはイオの大気に直接衝突する。 磁力線がイオに垂直になる場所 つまり赤道付近 ではイオの大気を電子が通過する経路が最も長くなるためより多くの電子が大気に衝突し、最も明るいオーロラを生み出す。 イオと磁力線が垂直に交わる部分で発生するオーロラは、木星の傾いた磁気双極子の向きが変化するのに伴って揺れ動くのが観測されている。 イオの周縁に沿った酸素原子からの微かなオーロラ 右図の赤い発光 と、イオの夜側でのナトリウム原子によるオーロラ 同じ図の緑の発光 も同じく観測されている。 イオを扱った作品 [ ]• JPL Propulsion Laboratory. 2015年11月20日閲覧。 2019年3月8日閲覧。 『オックスフォード天文学辞典』朝倉書店、初版第1刷、20頁。 Universe Today. 2019年3月16日閲覧。 Encyclopedia of the Solar System. Academic Press. 419—431. 2004. Icarus 169 1 : 140—174. 1979. Science 203 4383 : 892—894. 2001. Journal of Geophysical Research 106 E12 : 33201—33222. CSUFresno. edu 2000年2月29日. 2009年9月20日時点のよりアーカイブ。 2000年2月29日閲覧。 Blue, Jennifer 2009年11月9日. USGS. 2019年1月25日閲覧。 ; Nelson, R. 2007. In Lopes, R. ; Spencer, J. Io after Galileo. Springer-Praxis. 5—33. Van Helden, Albert 2004年1月14日. Rice University. 2019年1月25日閲覧。 Baalke, Ron. Jet Propulsion Laboratory. 2010年1月7日閲覧。 1614. Marius, S. 1614. Marazzini, Claudio 2005. Lettere Italiane 57 3 : 391—407. 1894. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 54 3 : 134—136. 1891. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 51 9 : 543—556. Geological Survey. 2013年9月12日閲覧。 Blue, Jennifer 2007年6月14日. Geological Survey. 2007年6月29日時点のよりアーカイブ。 2007年6月29日閲覧。 O'Connor, J. 1997年2月. University of St. Andrews. 2007年6月14日閲覧。 Dobbins, T. ; Sheehan, W. 2004. Minton, R. 1973. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 10: 35—39. Lee, T. 1972. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 9 3 : 179—180. Fanale, F. 1974. Science 186 4167 : 922—925. 1964. Nature 203 4949 : 1008—1010. 1977年. Pioneer Odyssey. 2019-01-25]閲覧。 Anderson, J. 1974. Science 183 4122 : 322—323. Galileo Home Page. 2007年4月21日閲覧。 NASA PDS Rings Node 1997年2月19日. 2019年1月25日閲覧。 1979. Science 204 4396 : 951—972. The Milwaukee Sentinel. United Press International: p. 1979年3月6日. 2019年1月25日閲覧。 1979. Science 204 4396 : 972. 1979. Nature 280 5725 : 733—736. Soderblom, L. 1980. Geophys. Res. Lett. 7 11 : 963—966. 1979. Nature 288 5725 : 757—758. Broadfoot, A. 1979. Science 204 4396 : 979—982. Strom, R. ; Schneider, N. 1982. In Morrison, D.. Satellites of Jupiter. University of Arizona Press. 598—633. 1996. Science 272 5262 : 709—712. 1998. Science 281 5373 : 87—90. 2007. In Lopes, R. Io after Galileo. Springer-Praxis. 35—59. Porco, C. 2003. Science 299 5612 : 1541—1547. Marchis, F. 2005. Icarus 176 1 : 96—122. Spencer, John 2007年2月23日. Planetary. org. 2007年8月29日時点のよりアーカイブ。 2007年8月29日閲覧。 2007. Science 318 5848 : 240—243. Jonathan Amos 2012年5月2日. BBC News. , ESA, 2012 ,• McEwen, A. ; Turtle, E. ; IVO Team 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. pdf. 日本惑星科学会誌 遊星人 20 4 : 271—280. Nature Asia-Pacific 2010年1月. 2019年1月25日閲覧。 Lopes, R. ; Williams, D. 2005. Reports on Progress in Physics 68 2 : 303—340. Spencer, J.. 2007年5月25日閲覧。 NASA. 2014年10月29日閲覧。 ; Bagenal, F. 2007. In Lopes, R. ; Spencer, J. Io after Galileo. Springer-Praxis. 265—286. 2006. Icarus 183 1 : 122—134. Burger, M. 1999. Geophys. Res. Lett. 26 22 : 3333—3336. 2002. Nature 415 6875 : 994—996. Medillo, M. 2004. Icarus 170 2 : 430—442. 1993. Nature 362 6419 : 428—430. Zook, H. 1996. Science 274 5292 : 1501—1503. 1996. Science 274 5286 : 399—401. 2010. Science 327 5964 : 408—409. Schubert, J. 2004. In F. Bagenal. Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere. Cambridge University Press. 281—306. 2001. Geophys. Res. 106 E12 : 32963—32969. Kivelson, M. 2001. Geophys. Res. 106 A11 : 26121—26135. Sohl, F. 2002. Icarus 157 1 : 104—119. Kuskov, O. ; Kronrod, V. 2001. Icarus 151 2 : 204—227. 2007. In R. Lopes. Io after Galileo. Springer-Praxis. 89—108. Science Daily. 2011年5月12日. Perry, J. 2010年1月21日. The Gish Bar Times. 2019年1月25日閲覧。 Jaeger, W. 2003. Geophys. Res. 108 E8 : 12—1. Yoder, C. 1979. Nature 279 5716 : 767—770. 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• 2009. Nature 459: 957—959. Moore, W. 2003-08. Journal of Geophysical Research 108 E8 : 5096. Steigerwald, William 2015年9月10日. NASA. 2015年9月19日閲覧。 Tyler, Robert H. ; Henning, Wade G. ; Hamilton, Christopher W. June 2015. The Astrophysical Journal Supplement Series 218 2 : 22. Lewin, Sarah 2015年9月14日. Space. com. 2015年9月19日閲覧。 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. Space. com. の2000年8月18日時点におけるアーカイブ。 Calder, Nigel 2005. Oxford University Press. 215. 2007. In Lopes, R. Io after Galileo. Springer-Praxis. 194—229. Spencer, J. 2000. Science 288 5469 : 1208—1210. 2004. Icarus 169 1 : 175—196. Seeds, Michael A. ; Backman, Dana E. 2012. The Solar System 8th ed. Cengage Learning. 514. Hadhazy, Adam 2014年3月6日. Astrobiology Magazine. 2014年10月28日閲覧。 2001. Geophys. Res. 106 E12 : 33005—33020. Keszthelyi, L. 2004. Icarus 169 1 : 271—286. Williams, David; Radebaugh, Jani; Keszthelyi, Laszlo P. ; McEwen, Alfred S. ; Lopes, Rosaly M. Journal of Geophysical Research 107 E9 : 5068. Moore, Patrick, ed 2002. Astronomy Encyclopedia. New York: Oxford University Press. 232. Perry, J. 2003. PDF. Clear Lake City Greater Houston. Abstract 1720. Radebaugh, J. 2004. Icarus 169 1 : 65—79. Howell, R. ; Lopes, R. 2007. Icarus 186 2 : 448—461. Southwest Research Institute. 2018年12月31日. 2019年1月2日閲覧。 Keszthelyi, L. 2001. Geophys. Res. 106 E12 : 33025—33052. 2007. Icarus 192 2 : 491—502. Roesler, F. ; Moos, H. ; Oliversen, R. ; Woodward, Jr. , R. ; Retherford, K. et al. January 1999. Science 283 5400 : 353—357. ; McEwen, A. ; Ip, W. ; Belton, M. ; Johnson, T. et al. August 1999. Science 285 5429 : 870—874. McEwen, A. ; Soderblom, L. August 1983. Icarus 55 2 : 197—226. ; Stewart, Michael A. ; Kieffer, Susan W. June 2014. Icarus 235: 123—129. Battaglia, Steven M. 2015-03. 46th Lunar and Planetary Science Conference. 16—20 March 2015. The Woodlands, Texas.. LPI Contribution No. 1832• Battaglia, Steven M. 2018-03. 49th Lunar and Planetary Science Conference. 19—23 March 2018. The Woodlands, Texas.. LPI Contribution No. 1047• Clow, G. ; Carr, M. 1980. Icarus 44 2 : 268—279. ; Bulmer, M. 1998. Science 279 5356 : 1514—1517. McKinnon, W. 2001. Geology 29 2 : 103—106. Tackley, P. 2001. Geophys. Res. 106 E12 : 32971—32981. ; Wilson, R. ; Davies, A. 2004. Icarus 169 1 : 98—110. Moore, J. 2001. Geophys. Res. 106 E12 : 33223—33240. 2007. In Lopes, R. Io after Galileo. Springer-Praxis. 231—264. 2010. Icarus. in press 1 : 409—432. Spencer, A. 2005. Icarus 176 2 : 283—304. Geissler, P. ; Goldstein, D. 2007. In Lopes, R. ; Spencer, J. Io after Galileo. Springer-Praxis. 163—192. 2010. Icarus. in press 1 : 353—365. Feaga, L. 2009. Icarus 201 2 : 570—584. Spencer, John 2009年6月8日. The Planetary Society Blog. The Planetary Society. 2019年1月25日閲覧。 Tsang, C. ; Spencer, J. ; Lellouch, E. ; Lopez-Valverde, M. ; Richter, M. 2 August 2016. Journal of Geophysical Research: Planets 121: 1400—1410. Moore, C. 2009. Icarus 201 2 : 585—597. Fanale, F. et al. 1981-06. Geophysical Research Letters 8 6 : 625—628. Nelson, Robert M. et al. 1993-02. Icarus 101 2 : 223—233. Veverka, J. et al. 1981-01. Icarus 47 1 : 60—74. Secosky, James J. ; Potter, Michael 1994-09. Icarus 111 1 : 73—78. Bellucci, Giancarlo et al. 2004-11. Icarus 172 1 : 141—148. Crowe, Robert 2016年8月2日. Southwest Research Institute. 2018年10月4日閲覧。 Tsang, Constantine C. et al. 2016-08. Journal of Geophysical Research: Planets 121 8 : 1400—1410. Retherford, K. 2000. Geophys. Res. 105 A12 : 27,157—27,165. 関連項目 [ ] ウィキメディア・コモンズには、 に関連するカテゴリがあります。 - イオの次に活火山が発見された天体• 、 -その他、活火山が発見された天体• () 外部リンク [ ]• - University of Michigan•

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【グラブル】最終上限解放:光SSR「イオ(リミテッド)」の性能・評価 回復が強化アビになってフルオートでも発動、4アビは奥義発動時&光キャラアビ5回使用でフラワリーセブンが自動発動するバフを付与、フラワリーセブンの威力が大幅に上昇

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Lv3の時のダメージ回数はなんと倍の14回! 強化前に引き続き魔力の渦Lvに応じたダメージ上限UPもあるため、大きなダメージが期待できます! 新しくなったアイコンと演出にも注目してみてください。 「封魔の杖」は魔力の渦をLv3消費することで自分に「魔封杖」効果を付与するアビリティです。 「魔封杖」効果は7ターンの間、奥義発動時に「フラワリーセヴン」が追加発動するのに加えて、自分を含めた光属性キャラが5回アビリティを発動する毎に「フラワリーセヴン」が発動するようになります。 「メメントウィッシュ」はHP回復効果に加えて、魔力の渦Lvに応じて味方全体に攻防UPを付与します。 更にアビリティが「強化アビリティ」となるため、フルオート時でも味方のHPを回復することが可能になります! フェイトエピソードでは、急に魔法が発動できなくなったイオと時を同じくして、バルツ公国でとある精霊が封印から解き放たれます。 かつてイオが失った両親と同様に石化が進む人々。 、弱体耐性UP バフ系だけでもかなり盛り盛りなうえに、アビダメ連発による削り能力も かなり高そうなので、一線級のキャラになった感じですね! 奥義ゲージ確保が重要なので、同じく杖キャラであるノアと組ませると良さげ。 10T以降で奥義連発すると渦の消費も2倍になるのがちょっと気になるけど。 フルオートで2アビ使ってくれるようになったのもありがたいですね~。 欲を言えば、光はフルオ時の回復やバリア持ちが豊富なので、 クリア系を持ってきてくれてたら完璧だったんですが・・・。 最終リミイオは、どこにでも確実に入る人権キャラといった性能では ないかもしれませんが、適当に入れても大体強い、良キャラだと思います。 とりわけターンあたりのダメージは高そう。 個人的に光フルオPTはノア orセルエル 、ルシオ、ハルトマルトでやってますが、 今後はイオも入れて色々試してみようと思います。 何れにせよ、サブも出番ありそうなフルオなら少なくともサブ入りはするだろうので、 持っててよかったイオちゃん!.

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【ダイオライト記念2020予想】追い切り・調教分析〜最終見解

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それはまるで、小さな蕾が花を咲かせるように、彼女自身の心の成長を象徴する。 【初心者向け評価】 主にキャラ単体の性能の評価 メインストーリーに登場するイオのリミテッドバージョンであり、光属性のサポーター。 使いやすい弱点属性攻撃アビと、そのままでは回復量が低いがヒールを備えている。 3アビの魔力の渦により攻撃アビと回復アビの性能を強化でき、特に渦Lv3時のヒールは最大5000とかなりの回復量。 とはいえある程度の戦力にならないと最大ヒールは持て余すので、素のままでも初心者には問題ない。 光属性で弱点がない&攻撃アビが自動で弱点属性になるという性能のおかげで出張もしやすい。 リミテッドキャラとしては珍しくフェイトエピソードの解放条件も36章と他のリミキャラに比べれば早いので、まだ到達していないならメインストーリーを進めよう。 渦Lvの管理には多少の癖があるが、奥義ゲージが溜まったら渦レベルを上げて奥義でリセットされたらまた溜めて、のローテーションのため実際の操作はシンプル。 また光属性キャラのみでパーティを統一できるようになれば、サポートアビリティによりリミイオがスタメンにいるだけで光属性攻撃力が増し、闇属性攻撃の被ダメを軽減できるのも大きなメリット。 3アビによる奥義ゲージ管理の関係で連続攻撃UPの手段が少ない初心者にとっては全体的にスロースターターなものの、総じて扱いやすい素直なキャラである。 【上級者向け評価】 主に編成や敵といった組み合わせを考慮した評価 3アビによる魔力の渦Lvのスタックが軸となるキャラクター。 魔力の渦Lvを溜めた後の強力な奥義効果が特徴だが、その魔力の渦Lvを上げるのにも大量の奥義ゲージを要求するというピーキーな性能。 2アビの回復性能も渦Lvに応じて非常に高くなり、HLマルチバトルなどの攻撃が激しい敵に対して活躍する。 主にゼウス編成での採用が多く、回復による渾身維持と黄龍刀のスキル起動、サポアビの常時属性バフ、奥義効果のストレングス・上限UPと相性のいい点が多い。 最終解放フュンフと組み合わせてのオメガ杖編成も主流の1つとなっており、奥義足の遅さがある程度克服されている。 総じて、癖が強く運用のハードルは高いが、性能をフルに発揮できるお膳立てができれば非常に強力なキャラクターとなっている。 【フラワリーセブン】 ランダム7回弱点属性攻撃 上限は魔力の渦Lvによって変化。 下記参照。 相手の属性に合わせて弱点属性攻撃というダメージアビリティ。 闇以外の属性の相手をする場合、召喚石による光属性攻撃UPの加護が乗らないため火力が出ない。 魔力の渦Lvによって威力が大幅に上昇するため、可能な限りLv3の状態で使用したい。 1回の回復量は多いものの、リキャストの長さが玉に瑕。 【魔力の渦】 奥義ゲージを消費することで自身に魔力の渦を付与。 これによってアビリティやサポアビ、奥義時の強化効果を強化していくことになる。 実質的にリミイオの核となるアビリティ。 Lvは奥義ゲージの累積消費量で決まる。 奥義ゲージの消費は重いが、LBサポアビにより使用毎の消費奥義ゲージを実質的に10%軽減できる。 手間を厭わないならばこまめに溜めるほうがお得。 奥義を撃つと渦Lvに応じた全体バフが付与され、渦Lvはリセットされる。 渦Lv3での奥義バフは非常に強力なので積極的に使用したいが、アビリティを使用したいタイミングで渦Lvが足りないという事態にならないよう注意が必要。 カーバンクルやファランクスなどのカット系とは別計算のため注意。 9x0. 【エンチャント・ライト】 味方全体の光属性攻撃をUP 魔力の渦Lvに応じて効果UP 属性ダメUP枠であるため通常攻刃やレイジ等の攻撃UPアビと相性が良く、装備が充実すればするほど価値が増す。 【魔力の渦による強化詳細】 加入時 「魔道士イオよ。 素敵なレディになったあたしに会えて、嬉しいでしょ!」 マイページ 「ねぇねぇ カタリナに褒められたわ! 素敵なレディに成長してるって。 あんたもそう思うでしょ? 」 「この杖と服は、師匠が魔力を込めて作ってくれたの。 あ、服の生地を選んだのはあたしだけどね!」 「船から眺める空も見慣れちゃったなぁ…。 随分長いこと、あんたと一緒に旅してるのよね」 編成時 「まぁかせなさーい!」 「頑張るね!」 「あたしの力が必要?」 覚醒時 「師匠、見ててくれた?」 図鑑台詞 「魔道士イオよ。 敵の特殊技は最大HP100%ダメージの毒を付与されて敗北確定なので、それまでに決着をつける必要がある。 コツとしては魔力の渦レベルが高い状態でアビを撃つ事と、2アビはバフではなく回復の為に使う事。 フュンフより強いか?って思って実際使ったら全くそんなことはなかった。 ベリアルがあるか アビダメ上限上げてるかでも全然火力違うし -- [NysoR9. eUD2] 2020-05-11 月 01:18:35• イオ強バハ救援に結構使えますね。 弱点ダメアビが強い。 人が集まりにくく時間制限に余裕ある防御値高いクエストは適正になるのでは? -- [UgtOBnwmPmE] 2020-05-11 月 21:19:58• 闇ソルに勝てないから考慮しなくて良いと思うよ -- [H4zrLYsK8UY] 2020-05-13 水 18:44:13• 4アビ渦消費しなくてもよかったんじゃないっすかね。 奥義でもアビでも消費って渦3の維持が安定しないから肝心のフルオート適正まで半端になっちゃってる。 奥義効果もダメアビも回復アビも最高のパフォーマンスを発揮しないまま中途半端に繰り出し続けるからあまりに微妙過ぎる -- [4n3DqrutXaw] 2020-05-14 木 17:28:01• 消費2でもよかった。 奥義ターン直後発動しないの過剰なストレス -- [CYvHsdFV6w6] 2020-05-14 木 17:51:43• さすがにそれなら4アビで自動発動するために必要な回数が10とかになると思うわ。 色々と制限あるからこその5回アビ使うだけで大ダメージなわけだからさ -- [QfiyNogOzPY] 2020-05-16 土 13:30:11• 1消費までなら許せた。 渦Lvが他の全ての性能の土台なのに、全消費が本当にクソ -- [M1mWQPjw7fE] 2020-05-24 日 03:34:38• これほどのアビリティがそんな低コストで使えたらバランス崩壊ってレベルじゃねえ -- [cC7kuQo. TSw] 2020-06-12 金 02:37:35• 100フェイトの悪しき精霊くん、「俺コロナ」テロする奴らみたいやな・・。 にしてもアビ説明見ずにやると5回ぐらい負けた -- [hgMwoQT8xtM] 2020-05-16 土 22:54:42• 病魔そのものみたいな精霊っぽいし比喩でもなんでもなく俺コロナでは -- [8y8CwYvFww6] 2020-05-19 火 10:13:59• 強いか弱いかはともかくとして使ってると楽しいんだ。 初速遅いし序盤つきっきりで介護しないといけないけど、噛み合い出すと400〜600万ダメアビ連発するし、奥義バフの上限アップ掛かるとすげー強くなった気がするし、ロマンが溢れてる。 ただね、3アビの前に2アビ使っちゃうのは勘弁してほしいんですよ。 -- [xJDj3o9D. 3Q] 2020-05-18 月 17:29:55• 耐久寄りの編成ではちらほら連れてってるけど、結局、闇竜以外では4アビ一切使ってない。 闇竜も肝は黒麒麟であって4アビ分は過剰なくらいで、一応使ってるけど別になくても全然いいし、4アビが本当にいらない。 自分にとってはただのフルオート性能下げるデバフでしかない・・ -- [M1mWQPjw7fE] 2020-05-24 日 03:32:30• じゃあフルオートするなって話では? -- [s. iiktfPYf2] 2020-05-27 水 08:13:57• 元から手動キャラ定期 -- [mdQpApulaXU] 2020-05-27 水 08:19:17• 肝は黒麒麟ではなく、黒麒麟と4アビ使ったイオ砲。 イオ4アビがないなら黒麒麟は普段通り詰んだ時の保険でしかないし、わざわざ片面黒麒麟にする理由も消滅する -- [55i7HRXzCPU] 2020-06-08 月 15:40:23• アビダメ上限上がるのは利点では?と思って片面にしてるんだけど意味ないのかな? -- [HjeiBu0nLII] 2020-06-12 金 02:49:21• 枝だけど戦力帯がわからんからなんとも。 イオ砲ツープラTOTみたいな特殊なムーブを除くならエデンガン積みとか?それならDPTとDPSもほんの少し伸びるだろうし意味あるとは思うが、アビダメ上限よりアビ再使用がメインだろうし一般論ではないな -- [I2mpxqHQihs] 2020-06-12 金 06:25:53• 2アビがフルオートで使えるようになります!(推奨するとは言っていない)ってかなりの怪文書だよね -- [JcXZ0EOKgf6] 2020-06-06 土 22:38:27• その後、黒麒麟を3枚に増やし、シリウス帯に2枚イオ砲、終盤に1枚砲で、光マグナテュポ無し討伐完了 イオ「反省してよね」アルバハ「はい…」 -- [suCJ74hZdvc] 2020-06-10 水 15:49:14• イオナズン級のイオラを乱れ打ちするバーン様の気分が味わえる -- [cC7kuQo. TSw] 2020-06-12 金 02:35:16• イオ砲特化編成なかなかクセになる楽しさと安定性のせいで、闇竜が何してくるか未だに全く把握してない。

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