Exploración de Io

La exploración de Io , la luna galileana más interna de Júpiter y la tercera más grande, comenzó con su descubrimiento en 1610 y continúa hoy con observaciones desde la Tierra y visitas de naves espaciales al sistema de Júpiter. El astrónomo italiano Galileo Galilei fue el primero en registrar una observación de Io el 8 de enero de 1610, aunque Simon Marius también pudo haber observado Io aproximadamente en la misma fecha. Durante el siglo XVII, las observaciones de Io y los otros satélites galileanos ayudaron con la medición de la longitud por parte de cartógrafos y topógrafos, con la validación de la tercera ley de Kepler del movimiento planetario y con la medición de la velocidad de la luz . ^{[ 1 ]} Basándose en las efemérides producidas por el astrónomo Giovanni Cassini y otros, Pierre-Simon Laplace creó una teoría matemática para explicar las órbitas resonantes de tres de las lunas de Júpiter, Io, Europa y Ganímedes . ^{[ 1 ]} Posteriormente se descubrió que esta resonancia tenía un profundo efecto en la geología de estas lunas. La mejora de la tecnología de los telescopios a finales del siglo XIX y durante el siglo XX permitió a los astrónomos resolver características superficiales a gran escala en Io, así como estimar su diámetro y masa.

El advenimiento de los vuelos espaciales no tripulados en las décadas de 1950 y 1960 brindó la oportunidad de observar Io de cerca. En la década de 1960 se descubrió el efecto de la luna en el campo magnético de Júpiter . ^{[ 1 ]} Los sobrevuelos de las dos sondas Pioneer , Pioneer  10 y 11 en 1973 y 1974, proporcionaron la primera medición precisa de la masa y el tamaño de Io. Los datos de las Pioneer también revelaron un intenso cinturón de radiación cerca de Io y sugirieron la presencia de una atmósfera . ^{[ 1 ]} En 1979, las dos naves espaciales Voyager sobrevolaron el sistema de Júpiter. La Voyager  1 , durante su encuentro en marzo de 1979, observó vulcanismo activo en Io por primera vez y cartografió su superficie con gran detalle, particularmente el lado que mira hacia Júpiter. Las Voyager observaron el toro de plasma de Io y el dióxido de azufre ( SO₂) de Io .₂ )atmósferapor primera vez. ^{[ 1 ]} La NASAlanzó laGalileoen 1989, que entró en la órbita de Júpiter en diciembre de 1995. Galileo permitió un estudio detallado tanto del planeta como de sus satélites, incluyendo seis sobrevuelos de Io entre finales de 1999 y principios de 2002 que proporcionaron imágenes y espectros de alta resolución de la superficie de Io, confirmando la presencia dede silicatosen Io. Las observaciones distantes deGalileopermitieron a los científicos planetarios estudiar los cambios en la superficie que resultaron del vulcanismo activo de la luna. ^{[ 2 ]}

En 2016, Juno llegó a Júpiter, y aunque la misión fue diseñada para estudiar la atmósfera y el interior de Júpiter, ha realizado varias observaciones distantes de Io utilizando su telescopio de luz visible, JunoCAM, y su espectrómetro e imagenador de infrarrojo cercano, JIRAM. ^{[ 3 ]}

La NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA) han hecho planes para regresar al sistema de Júpiter en la década de 2020. La ESA lanzó el Jupiter Icy Moon Explorer (Juice) para explorar Ganímedes , Europa y Calisto en 2023, mientras que la NASA lanzó el Europa Clipper en 2024. Ambos llegarán al sistema de Júpiter a finales de la década de 2020 y principios de la de 2030 y deberían poder obtener observaciones distantes de Io. La misión propuesta por la NASA Discovery , Io Volcano Observer , que actualmente se encuentra en un proceso competitivo para ser seleccionada, exploraría Io como su misión principal. ^{[ 4 ] [ 5 ]} Mientras tanto, Io continúa siendo observado por el Telescopio Espacial Hubble, así como por astrónomos terrestres que utilizan telescopios mejorados como el Keck y el Observatorio Europeo Austral . ^{[ 6 ]}

La primera observación registrada de Io fue realizada por el astrónomo toscano Galileo Galilei el 7 de enero de 1610 utilizando un telescopio refractor de 20x en la Universidad de Padua en la República de Venecia . El descubrimiento fue posible gracias a la invención del telescopio en los Países Bajos poco más de un año antes y a las innovaciones de Galileo para mejorar la magnificación del nuevo instrumento. ^{[ 7 ]} Durante su observación de Júpiter en la noche del 7 de enero, Galileo divisó dos estrellas al este de Júpiter y otra al oeste. ^{[ 8 ]} Júpiter y estas tres estrellas parecían estar en una línea paralela a la eclíptica . La estrella más al este de Júpiter resultó ser Calisto, mientras que la estrella al oeste de Júpiter era Ganímedes . ^{[ 9 ]} La tercera estrella, la más cercana al este de Júpiter, era una combinación de la luz de Io y Europa , ya que el telescopio de Galileo, si bien tenía una gran magnificación para un telescopio de su época, era demasiado débil para separar las dos lunas en puntos de luz distintos. ^{[ 7 ] [ 9 ]} Galileo observó Júpiter la noche siguiente, el 8 de enero de 1610, esta vez viendo tres estrellas al oeste de Júpiter, lo que sugiere que Júpiter se había movido al oeste de las tres estrellas. ^{[ 8 ]} Durante esta observación, las tres estrellas en una línea al oeste de Júpiter eran (de este a oeste): Io, Europa y Ganímedes. ^{[ 9 ]} Esta fue la primera vez que Io y Europa fueron observadas y registradas como puntos de luz distintos, por lo que esta fecha, el 8 de enero de 1610, es utilizada como la fecha de descubrimiento de las dos lunas por la Unión Astronómica Internacional . ^{[ 10 ]} Galileo continuó observando el sistema de Júpiter durante el mes y medio siguiente. ^{[ 7 ]} El 13 de enero, Galileo observó por primera vez en una sola observación las cuatro que más tarde se conocerían como las lunas galileanas de Júpiter, aunque ya las había observado en varios momentos durante los días anteriores. ^{[ 9 ]} El 15 de enero, observó los movimientos de tres de estos satélites, incluyendo Io, y llegó a la conclusión de que estos objetos no eran estrellas de fondo, sino que, de hecho, eran «tres estrellas en el cielo moviéndose alrededor de Júpiter, como Venus y Mercurio alrededor del Sol». ^{[ 8 ]}Estas fueron las primeras lunas de un planeta distinto a la Tierra que se descubrieron.

Los descubrimientos de Io y los demás satélites galileanos de Júpiter se publicaron en el Sidereus Nuncius de Galileo en marzo de 1610. ^{[ 1 ]} Si bien las lunas jovianas que descubrió serían conocidas más tarde como los satélites galileanos, en su propio honor, propuso el nombre Medicea Sidera (Estrellas Mediceas) en honor a sus nuevos mecenas, la familia de' Medici de su Florencia natal . Inicialmente, propuso el nombre Cosmica Sidera (Estrellas Cósmicas), en honor al jefe de la familia, Cosimo II de' Medici ; sin embargo, tanto Cosimo como Galileo decidieron el cambio para honrar a la familia en su conjunto. ^{[ 11 ]} No obstante, Galileo no nombró a cada una de las cuatro lunas individualmente, más allá de un sistema numérico en el que Io era denominada Júpiter I. ^{[ 12 ]} Para diciembre de 1610, gracias a la publicación del Sidereus Nuncius , la noticia del descubrimiento de Galileo se había extendido por toda Europa. Con la creciente disponibilidad de telescopios de alta potencia como el de Galileo, otros astrónomos, como Thomas Harriot en Inglaterra , Nicolas-Claude Fabri de Peiresc y Joseph Gaultier de la Vallette en Francia , Johannes Kepler en Baviera y Christopher Clavius ​​en Roma, pudieron observar Io y las demás estrellas mediceas durante el otoño y el invierno de 1610-1611. ^{[ 12 ]}

En su libro Mundus Iovialis ("El mundo de Júpiter"), publicado en 1614, Simon Marius , astrónomo de la corte de los margraves de Brandenburgo-Ansbach , afirmó haber descubierto Io y las demás lunas de Júpiter en 1609, una semana antes del descubrimiento de Galileo. ^{[ 7 ]} Según Marius, comenzó a observar el sistema de Júpiter a finales de noviembre de 1609. ^{[ 13 ]} Continuó observando las lunas de Júpiter hasta diciembre de 1609, pero no registró sus observaciones hasta el 29 de diciembre de 1609, cuando llegó a la conclusión de que "estas estrellas se movían alrededor de Júpiter, al igual que los cinco planetas solares , Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno, giran alrededor del Sol". ^{[ 13 ]} Sin embargo, las observaciones de Marius se fecharon según el calendario juliano , que estaba 10 días por detrás del calendario gregoriano utilizado por Galileo. Así, la primera observación registrada de Marius, del 29 de diciembre de 1609, equivale a la segunda observación del sistema de Júpiter realizada por Galileo el 8 de enero de 1610. ^{[ 14 ]} Galileo dudó de esta afirmación y desestimó el trabajo de Marius como plagio. ^{[ 7 ]} Dado que Galileo publicó su trabajo antes que Marius y que su primera observación registrada se produjo un día antes que la de Marius, se le atribuye el descubrimiento a Galileo. ^{[ 15 ]} A pesar de esto, es uno de los esquemas de nombres de Marius para las lunas de Júpiter el que se usa regularmente hoy en día. Basándose en una sugerencia de Johannes Kepler en octubre de 1613, propuso que cada luna recibiera su propio nombre basado en los amantes del Zeus mitológico griego o su equivalente romano , Júpiter . Nombró a la luna más interna y grande de Júpiter en honor a la figura mitológica griega Io . ^{[ 13 ] [ 15 ]}

For the next two and a half centuries, because of the satellite's small size and distance, Io remained a featureless, 5th-magnitude point of light in astronomers' telescopes. So, the determination of its orbital period, along with those of the other Galilean satellites, was an early focus for astronomers. By June 1611, Galileo himself had determined that Io's orbital period was 42.5 hours long, only 2.5 minutes longer than the modern estimate.^[12] Simon Marius' estimate was only one minute longer in the data published in Mundus Iovalis.^[13] The orbital periods generated for Io and the other Jovian satellites provided an additional validation for Kepler's Third Law of planetary motion.^[1]

From these estimates of the orbital periods of Io and the other Galilean moons, astronomers hoped to generate ephemeris tables predicting the positions of each moon with respect to Jupiter, as well as when each moon would transit the face of Jupiter or be eclipsed by it. One benefit of such predictions, particularly those of satellite eclipses by Jupiter since they were subject to less observer error, would be determining an observer's longitude on Earth with respect to the prime meridian.^[16] By observing an eclipse of a Jovian satellite, an observer could determine the current time at the prime meridian by looking up the eclipse in an ephemeris table. Io was particularly useful for this purpose since its shorter orbital period and closer distance to Jupiter made eclipses more frequent and less affected by Jupiter's axial tilt. Knowing the time at the prime meridian and the local time, the observer's longitude could then be calculated.^[16] Galileo attempted to produce a table predicting the positions of the Jovian satellites and eclipse timings after he negotiated first with Spain and then with The Netherlands to create a system for measuring longitude at sea using eclipse timings. However, he was never able to generate accurate predictions far enough ahead in time to be useful so he never published his tables.^[16] This left the tables published by Simon Marius in Mundus Iovialis and Giovanni Battista Hodierna in 1654 as the most accurate ephemeris tables available, even though they too were unable to predict the moons' positions with sufficient accuracy.^[16]

Giovanni Cassini publicó en 1668 una tabla de efemérides mucho más precisa, basada en sus observaciones de los 16 años anteriores. ^{[ 17 ]} Con esta tabla, Cassini elaboró ​​un mapa más exacto de Francia observando los eclipses de los satélites jovianos en diversas ubicaciones del país. Esto demostró que los mapas anteriores habían representado algunas costas extendiéndose más de lo que realmente lo hacían, lo que provocó una reducción del área aparente de Francia y llevó al rey Luis XIV a comentar que «estaba perdiendo más territorio a manos de sus astrónomos que de sus enemigos». ^{[ 16 ]} Los tiempos de los eclipses de las lunas jovianas se seguirían utilizando durante cien años más para determinar la longitud en tareas como el trazado de la línea Mason-Dixon y las mediciones geodésicas . Se hicieron esfuerzos para utilizar este método en la navegación marítima, pero resultó imposible realizar las observaciones necesarias con la precisión suficiente desde la cubierta en movimiento de un barco; no sería hasta la invención del cronómetro marino a mediados del siglo XVIII que la determinación de la longitud en el mar se volvería práctica. ^{[ 16 ]}

During the 17th and 18th centuries astronomers used the ephemeris tables generated by Cassini to better understand the nature of the Jovian system and light. In 1675, Danish astronomer Ole Rømer found that observed eclipse times for Io were earlier than predicted when Jupiter was closest to Earth at opposition and later than predicted when Jupiter was furthest from Earth at conjunction. He determined that these discrepancies were due to light having a finite speed.^[1] Ole Rømer never published his findings, but he sent along his measurements to Dutch mathematician Christiaan Huygens. Huygens used Rømer's estimate of 22 minutes for light to traverse the diameter of the Earth's orbit to calculate that light traveled 220,000 km/s, 26% less than the modern value.^[18] Using Ole Rømer's data and a modern value for the astronomical unit, his measurement that light takes 16.44 minutes to travel the distance of the diameter of Earth's orbit was only 2% greater than the modern-day value, though this was not calculated at the time.^[1] In 1809, again making use of observations of Io, but this time with the benefit of more than a century of increasingly precise observations, the French astronomer Jean Baptiste Joseph Delambre reported the time for light to travel from the Sun to the Earth as 8 minutes and 12 seconds. Depending on the value assumed for the astronomical unit, this yields the speed of light as just a little more than 300,000 kilometers (186,000 mi) per second.^[19]

In 1788, Pierre-Simon Laplace used Cassini's ephemerides and those produced by other astronomers in the preceding century to create a mathematical theory explaining the resonant orbits of Io, Europa, and Ganymede. The ratios of the orbital periods of the inner three Galilean moons are simple integers: Io orbits Jupiter twice every time Europa orbits once, and four times for each revolution by Ganymede; this is sometimes referred to as the Laplace resonance.^[1] Laplace also found that the slight difference between these exact ratios and reality was due to their mean motions accounting for the precession of the periapse for Io and Europa. This resonance was later found to have a profound effect on the geologies of the three moons.

Los telescopios mejorados y las técnicas matemáticas permitieron a los astrónomos de los siglos XIX y XX estimar muchas de las propiedades físicas de Io, como su masa, diámetro y albedo, así como distinguir características superficiales a gran escala. En su libro Mecánica Celeste de 1805 , además de exponer su argumento matemático para las órbitas resonantes de Io, Europa y Ganímedes, Laplace pudo utilizar las perturbaciones en la órbita de Io causadas por Europa y Ganímedes para proporcionar la primera estimación de la masa de Io, 1,73 ^× 10⁻⁵ de la masa de Júpiter, que era una cuarta parte del valor actual. ^{[ 20 ] [ 21 ]} A mediados del siglo XX, Marie-Charles Damoiseau , John Couch Adams , Ralph Allen Sampson y Willem de Sitter realizaron estimaciones de masa adicionales utilizando esta técnica , todas las cuales fueron menores que el valor moderno, siendo la más cercana la estimación de Sampson de 1921 de 4,5 × 10 ⁻⁵ de la masa de Júpiter, que fue un 4% menor que la masa actualmente aceptada. ^{[ 20 ]} El diámetro de Io se estimó utilizando mediciones de micrómetro y ocultaciones de estrellas de fondo por Io. Edward E. Barnard utilizó un micrómetro en el Observatorio Lick en 1897 para estimar un diámetro de 3950 km (2450 mi) , un 8,5% mayor que el valor moderno aceptado, mientras que Albert A. Michelson , también utilizando el telescopio Lick, llegó a una mejor estimación de 3844 km (2389 mi) . ^{[ 1 ]} La mejor estimación previa a la nave espacial del diámetro y la forma de Io provino de las observaciones de una ocultación de la estrella Beta Scorpii C el 14 de mayo de 1971, donde se encontró un diámetro de 3636 km (2259 mi) , ligeramente menor que el valor moderno aceptado. ^{[ 22 ]} Estas mediciones permitieron a los astrónomos estimar la densidad de Io, dada como 2,88 g /cm³ ^después de la ocultación de Beta Scorpii. Si bien esto es un 20 % menor que el valor actualmente aceptado, fue suficiente para que los astrónomos notaran las diferencias entre las densidades de los dos satélites galileanos internos (Io y Europa) frente a los dos satélites galileanos externos (Ganímedes y Calisto). Las densidades de Io y Europa sugirieron que estaban compuestas principalmente de roca, mientras que Ganímedes y Calisto contenían más hielos ^{.           21 ]}

A partir de la década de 1890, telescopios más grandes permitieron a los astrónomos observar directamente características a gran escala en las superficies de los satélites galileanos, incluido Io. En 1892, William Pickering midió la forma de Io usando un micrómetro y, de manera similar a su medición de Ganímedes, encontró que tenía un contorno elíptico alineado con la dirección de su movimiento orbital. ^{[ 23 ]} Otros astrónomos entre 1850 y 1895 notaron la forma elíptica de Io. ^{[ 21 ]} Edward Barnard observó Io mientras transitaba por la superficie de Júpiter, encontrando que los polos de Io eran oscuros en comparación con una banda ecuatorial más brillante . ^{[ 24 ]} Inicialmente, Barnard concluyó que Io era en realidad un sistema binario de dos cuerpos oscuros, pero las observaciones de tránsitos adicionales contra bandas de nubes jovianas de diferente brillo y la forma redonda de la sombra de Io en las cimas de las nubes jovianas lo llevaron a cambiar su interpretación. ^{[ 25 ]} La forma de huevo de Io reportada por Pickering fue el resultado de medir solo la brillante banda ecuatorial de Io y confundir los polos oscuros con el espacio de fondo. ^{[ 21 ]} Observaciones telescópicas posteriores confirmaron las distintivas regiones polares de color marrón rojizo de Io y la banda ecuatorial de color blanco amarillento. ^{[ 26 ]} Las observaciones de las variaciones en el brillo de Io a medida que rotaba, realizadas por Joel Stebbins en la década de 1920, mostraron que el día de Io tenía la misma duración que su período orbital alrededor de Júpiter, lo que probó que un lado siempre miraba a Júpiter, al igual que la cara visible de la Luna siempre mira a la Tierra. ^{[ 27 ]} Stebbins también notó la dramática coloración naranja de Io, que era única entre los satélites galileanos. ^{[ 1 ]} Audouin Dollfus utilizó observaciones de Io a principios de la década de 1960 en el Observatorio Pic du Midi para crear mapas rudimentarios del satélite que mostraban un mosaico de manchas brillantes y oscuras en la superficie jónica, así como un cinturón ecuatorial brillante y regiones polares oscuras. ^{[ 28 ]}

Las observaciones telescópicas de mediados del siglo XX comenzaron a sugerir la naturaleza inusual de Io. La espectroscopia de infrarrojo cercano sugirió que la superficie de Io carecía de hielo de agua. ^{[ 29 ]} La falta de agua en Io era consistente con la densidad estimada de la luna, aunque se encontró abundante hielo de agua en la superficie de Europa, una luna que se creía que tenía la misma densidad que Io. ^{[ 21 ]} Lee concluyó que el espectro era consistente con la presencia de compuestos de azufre . ^{[ 29 ]} Binder y Cruikshank (1964) informaron que la superficie de Io era más brillante al salir de la sombra de Júpiter que al entrar en ella. ^{[ 30 ]} Los autores sugirieron que este brillo anómalo después de un eclipse era el resultado de una atmósfera que se congelaba parcialmente sobre la superficie durante la oscuridad del eclipse, y que la escarcha se sublimaba lentamente después del eclipse. Los intentos de confirmar este resultado tuvieron resultados mixtos: algunos investigadores informaron un brillo posterior al eclipse, mientras que otros no. Modelos posteriores de la atmósfera de Io mostrarían que tal brillo solo sería posible si el SO de Io₂ La atmósfera se congeló lo suficiente como para producir una capa de varios milímetros de espesor, lo cual parecía improbable. ^{[ 1 ]} Las observaciones radiotelescópicas revelaron la influencia de Io en lamagnetosfera joviana, como lo demuestrande longitud de ondadecamétrica vinculadas al período orbital de Io (Io-DAM), lo que sugiere un acoplamiento electrodinámico entre los dos mundos. ^{[ 31 ]}

A finales de la década de 1960, la NASA y el Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) desarrollaron en Estados Unidos un concepto conocido como Gran Gira Planetaria . Este concepto permitiría que una sola nave espacial viajara más allá del cinturón de asteroides y llegara a cada uno de los planetas exteriores, incluido Júpiter, si la misión se lanzaba en 1976 o 1977. Sin embargo, existía incertidumbre sobre si una nave espacial podría sobrevivir al paso a través del cinturón de asteroides, donde los micrometeoroides podrían causarle daños físicos, o a la intensa magnetosfera joviana, donde las partículas cargadas podrían dañar los componentes electrónicos sensibles. ^{[ 21 ]} Para resolver estas cuestiones antes de enviar las misiones Voyager , más ambiciosas , la NASA y el Centro de Investigación Ames lanzaron un par de sondas gemelas, Pioneer 10 y Pioneer 11 , el 3 de marzo de 1972 y el 6 de abril de 1973, respectivamente, en la primera misión no tripulada al Sistema Solar exterior.  

Pioneer  10 se convirtió en la primera nave espacial en llegar al sistema de Júpiter el 3 de diciembre de 1973. Pasó a 357 000 km (222 000 mi) de Io. ^{[ 32 ]} Durante el sobrevuelo de Io por parte de Pioneer 10 , la nave espacial realizó un experimento de ocultación de radio transmitiendo una señal en banda S mientras Io pasaba entre ella y la Tierra. Una ligera atenuación de la señal antes y después de la ocultación mostró que Io tenía una ionosfera , lo que sugiere la presencia de una atmósfera delgada con una presión de 1,0 × 10 ⁻⁷ bar , aunque no se determinó su composición. ^{[ 33 ]} Esta fue la segunda atmósfera descubierta alrededor de una luna de un planeta exterior, después de Titán , la luna de Saturno . También se planearon imágenes de primer plano utilizando el fotopolarímetro de imágenes de Pioneer , pero se perdieron debido al entorno de alta radiación. ^{[ 34 ]} Pioneer 10 también descubrió un toro de iones de hidrógeno en la órbita de Io. ^{[ 35 ]}       

Pioneer  11 encontró el sistema de Júpiter casi un año después, el 2 de diciembre de 1974, acercándose a 314 000 km (195 000 mi) de Io. ^{[ 36 ]} Pioneer 11 proporcionó la primera imagen de Io tomada por una nave espacial, un fotograma de 357 km (222 mi) por píxel (D7) sobre la región polar norte de Io tomada desde una distancia de 470 000 km (290 000 mi) . ^{[ 37 ]} Esta imagen de baja resolución reveló manchas oscuras en la superficie de Io similares a las sugeridas en los mapas de Audouin Dollfus. ^{[ 1 ]} Las observaciones de ambos Pioneers revelaron que Júpiter e Io estaban conectados por un conducto eléctrico conocido como el tubo de flujo de Io , que consiste en líneas de campo magnético que se extienden desde los polos de Júpiter hacia el satélite. El acercamiento de la Pioneer 11 a Júpiter permitió a la nave espacial descubrir los intensos cinturones de radiación de Júpiter, similares a los cinturones de Van Allen de la Tierra . Uno de los picos en el flujo de partículas cargadas se encontró cerca de la órbita de Io. ^{[ 1 ]} El seguimiento por radio durante los encuentros de ambas Pioneer con Io proporcionó una estimación mejorada de la masa de la luna. Esto se logró analizando los ligeros cambios en la trayectoria de las dos sondas debido a la influencia de la gravedad de Io y calculando la masa necesaria para producir las desviaciones. Cuando esta estimación se combinó con la mejor información disponible sobre el tamaño de Io, se encontró que Io tenía la mayor densidad de los cuatro satélites galileanos y que las densidades de los cuatro satélites galileanos tendían a disminuir con el aumento de la distancia a Júpiter. ^{[ 38 ]} La alta densidad de Io (3,5 g/cm³ ⁾ indicó que estaba compuesta principalmente de roca de silicato en lugar de hielo de agua. ^{[ 38 ]}         

Tras los encuentros de las sondas Pioneer y en el período previo a los sobrevuelos de las Voyager en 1979, creció el interés por Io y los demás satélites galileanos, llegando las comunidades de ciencias planetarias y astronomía a convocar una semana dedicada a las observaciones de Io por parte de astrónomos de radio, visible e infrarrojo en noviembre de 1974, conocida como la "Semana de Io". ^{[ 1 ]} Las nuevas observaciones de Io desde la Tierra y por las sondas Pioneer a mediados de la década de 1970 provocaron un cambio de paradigma en la concepción de su química superficial y su formación. La tendencia en las densidades de los cuatro satélites galileanos descubiertos por la Pioneer  10 sugirió que los satélites se formaron como parte de una nebulosa en colapso, como una versión en miniatura de lo que ocurrió en el Sistema Solar en su conjunto . El Júpiter caliente inicial impidió la condensación de agua en las órbitas de Io y Europa, lo que provocó que estos cuerpos tuvieran densidades más altas que las dos lunas exteriores. ^{[ 39 ]} Durante la década de 1970 se realizaron mediciones espectroscópicas de la luz reflejada por Io y su espacio circundante con una resolución espectral cada vez mayor, lo que proporcionó nuevos conocimientos sobre la composición de su superficie. Otras observaciones sugirieron que Io tenía una superficie dominada por evaporitas compuestas de sales de sodio y azufre. ^{[ 40 ]} Esto era consistente con la ausencia de hielo de agua en Io, tanto en su superficie como en su interior, a diferencia de los otros satélites galileanos. Se identificó una banda de absorción cercana a 560 nm con la forma dañada por la radiación del mineral halita . Se pensó que los depósitos de este mineral en la superficie de Io eran el origen de una nube de átomos de sodio que rodeaba a Io, creada mediante la pulverización catódica de partículas energéticas . ^{[ 40 ]} 

Las mediciones de la radiación térmica de Io en el espectro infrarrojo medio en la década de 1970 dieron lugar a resultados contradictorios que no se explicaron con precisión hasta después del descubrimiento del vulcanismo activo por la Voyager 1 en 1979. Se observó un flujo térmico anómalamente alto, en comparación con los otros satélites galileanos, en una longitud de onda infrarroja de 10 μm mientras Io estaba en la sombra de Júpiter. ^{[ 41 ]} En ese momento, este flujo de calor se atribuyó a que la superficie tenía una inercia térmica mucho mayor que Europa y Ganímedes. ^{[ 42 ]} Estos resultados fueron considerablemente diferentes de las mediciones tomadas en longitudes de onda de 20 μm que sugerían que Io tenía propiedades superficiales similares a las de los otros satélites galileanos. ^{[ 41 ]} Los investigadores de la NASA observaron un fuerte aumento en la emisión térmica de Io a 5 μm el 20 de febrero de 1978, posiblemente debido a una interacción entre el satélite y la magnetosfera de Júpiter, aunque no se descartó el vulcanismo. ^{[ 43 ]}   

Unos días antes del encuentro de la Voyager 1 , Stan Peale , Patrick Cassen y RT Reynolds publicaron un artículo en la revista Science en el que predecían una superficie modificada volcánicamente y un interior diferenciado , con distintos tipos de roca en lugar de una mezcla homogénea. Basaron esta predicción en modelos del interior de Io que tenían en cuenta la enorme cantidad de calor producida por la variable atracción gravitatoria de Júpiter sobre Io, resultante de la resonancia de Laplace de Io con Europa y Ganímedes, que impedía que su órbita se circularizara. Sus cálculos sugerían que la cantidad de calor generada para un Io con un interior homogéneo sería tres veces mayor que la cantidad de calor generada únicamente por la desintegración de isótopos radiactivos . Este efecto sería aún mayor con un Io diferenciado. ^{[ 44 ]}

La primera investigación detallada de Io mediante imágenes de alta resolución fue realizada por las sondas gemelas Voyager  1 y Voyager  2 , lanzadas el 5 de septiembre y el 20 de agosto de 1977, respectivamente. Estas dos naves espaciales formaban parte del programa Voyager de la NASA y el JPL para explorar los planetas gigantes exteriores a través de una serie de misiones a finales de la década de 1970 y durante la década de 1980. Se trataba de una versión reducida del concepto anterior de Gran Gira Planetaria. Ambas sondas contenían instrumentación más sofisticada que las misiones Pioneer anteriores , incluyendo una cámara capaz de tomar imágenes de mucha mayor resolución. Esto fue importante para observar las características geológicas de las lunas galileanas de Júpiter, así como las características nubosas del propio Júpiter. También contaban con espectrómetros con un rango espectral combinado desde el ultravioleta lejano hasta el infrarrojo medio, útiles para examinar la superficie y la composición atmosférica de Io y para buscar fuentes de emisión térmica en su superficie. ^{[ 45 ]}

Voyager  1 fue la primera de las dos sondas en encontrarse con el sistema de Júpiter en marzo de 1979. ^{[ 46 ]} Al acercarse a Júpiter a finales de febrero y principios de marzo de 1979, los científicos de imágenes de Voyager notaron que Io parecía distinto de los otros satélites galileanos. Su superficie era de color naranja y estaba marcada por manchas oscuras, que inicialmente se interpretaron como los sitios de cráteres de impacto. ^{[ 47 ]} Entre las características más intrigantes estaba un anillo oscuro en forma de corazón de 1000 km (600 mi) de diámetro que más tarde resultaría ser el depósito de la pluma del volcán Pele . ^{[ 48 ]} Los datos del espectrómetro ultravioleta (UVS) revelaron un toro de plasma compuesto de iones de azufre en la órbita de Io, pero inclinado para coincidir con el ecuador del campo magnético de Júpiter. ^{[ 48 ] [ 49 ]} El detector de partículas cargadas de baja energía (LECP) encontró corrientes de iones de sodio, azufre y oxígeno antes de entrar en la magnetosfera de Júpiter, material que el equipo científico del LECP sospechaba que se originó en Io. ^{[ 50 ]} En las horas previas al encuentro de Voyager 1 con Io, la nave espacial adquirió imágenes para un mapa global con una resolución de al menos 20 km (12 mi) por píxel sobre el hemisferio delantero del satélite (el lado que mira la dirección del movimiento de la luna alrededor de Júpiter) hasta menos de 1 km (0,6 mi) por píxel sobre partes del hemisferio subjoviano (el lado "cercano" de Io). ^{[ 47 ]} Las imágenes recibidas durante la aproximación revelaron un paisaje extraño y multicolor desprovisto de cráteres de impacto, a diferencia de las otras superficies planetarias fotografiadas hasta ese momento, como la Luna, Marte y Mercurio. ^{[ 1 ]} Las manchas oscuras en imágenes anteriores se parecían más a calderas volcánicas que a los cráteres de impacto vistos en esos otros mundos. ^{[ 47 ]} Asombrado por la rareza de la superficie de Io, el científico de imágenes de Voyager, Laurence Soderblom, en una conferencia de prensa previa al encuentro, bromeó: "Este ya lo tenemos todo resuelto... [Io] está cubierto de finas capas de caramelo de cualquier cosa, desde sulfatos y azufre y sales hasta todo tipo de cosas extrañas". ^{[ 48 ]}       

El 5 de marzo de 1979, la Voyager  1 realizó el encuentro más cercano con Io de la misión Voyager desde una distancia de 20 600 km (12 800 mi) sobre su polo sur. ^{[ 46 ] [ 48 ]} La corta distancia del encuentro permitió a la Voyager adquirir imágenes de las regiones sub-jovianas y del polo sur de Io con una resolución máxima de menos de 0,5 km (0,3 mi) por píxel. ^{[ 47 ]} Desafortunadamente, muchas de las imágenes de primer plano se vieron limitadas por el desenfoque como resultado de problemas con el reloj interno de la Voyager debido al entorno de alta radiación, lo que provocó que algunas exposiciones de la cámara de ángulo estrecho de Io se adquirieran mientras la plataforma de escaneo de la Voyager se movía entre objetivos. ^{[ 48 ]} Las imágenes de mayor resolución mostraron una superficie relativamente joven salpicada de cráteres de formas extrañas que parecían más similares a calderas volcánicas que a cráteres de impacto, montañas más altas que el Monte Everest y características que se asemejan a flujos de lava volcánica. La mayor parte de la superficie estaba cubierta por llanuras lisas y estratificadas, con escarpes que marcaban el límite entre las diferentes capas. ^{[ 47 ]} Incluso en las imágenes de mayor resolución, no se observaron cráteres de impacto, lo que sugiere que la superficie de Io se renovaba regularmente por la actividad volcánica actual. ^{[ 47 ]} El encuentro sobre uno de los polos de Io permitió a la Voyager 1 muestrear directamente el borde del tubo de flujo de Io, encontrando una intensa corriente eléctrica de 5 × 10 ⁶ amperios . ^{[ 51 ]} Los datos de color de las cámaras de la Voyager mostraron que la superficie jónica estaba dominada por azufre y dióxido de azufre ( SO ).        ₂ ) escarchas. ^{[ 52 ]} Se creía que los diferentes colores de la superficie correspondían a distintosalótropos, causados ​​por el calentamiento del azufre líquido a diferentes temperaturas, lo que cambiaba su color yviscosidad. ^{[ 53 ]}

El 8 de marzo de 1979, tres días después de pasar Júpiter, la Voyager  1 tomó imágenes de las lunas de Júpiter para ayudar a los controladores de la misión a determinar la ubicación exacta de la nave espacial, un proceso llamado navegación óptica. Mientras procesaba imágenes de Io para mejorar la visibilidad de las estrellas de fondo, la ingeniera de navegación Linda Morabito encontró una nube de 300 kilómetros (190 millas) de altura a lo largo del borde de la luna . ^{[ 54 ]} Al principio, sospechó que la nube era una luna detrás de Io, pero ningún cuerpo de tamaño adecuado habría estado en esa ubicación. Se determinó que la característica era una columna generada por vulcanismo activo en una depresión oscura que más tarde se denominó Pele, la característica rodeada por un anillo oscuro en forma de huella que se ve en las imágenes de aproximación. ^{[ 55 ]} El análisis de otras imágenes de la Voyager 1 mostró nueve columnas de este tipo dispersas por la superficie, lo que demostró que Io era volcánicamente activa. ^{[ 55 ]} El espectrómetro interferométrico infrarrojo (IRIS) de la Voyager 1 descubrió emisión térmica de múltiples fuentes, indicativa de lava en enfriamiento. Esto demostró que algunos de los flujos de lava visibles en la superficie de Io estaban activos. ^{[ 56 ]} IRIS también midió SO gaseoso   ₂ dentro de lade Loki, proporcionando evidencia adicional de una atmósfera en Io. ^{[ 57 ]} Estos resultados confirmaron la predicción hecha por Pealeet al.poco antes del encuentro. ^{[ 44 ]}

Voyager  2 pasó por Io el 9 de julio de 1979 a una distancia de 1.130.000 km (702.000 mi) , acercándose a Júpiter entre las órbitas de Europa y Ganímedes. ^{[ 58 ]} Aunque no se acercó tanto a Io como Voyager 1 , las comparaciones entre las imágenes tomadas por las dos naves espaciales mostraron varios cambios en la superficie que habían ocurrido en los cuatro meses entre los encuentros, incluyendo nuevos depósitos de penacho en Aten Patera y Surt . ^{[ 59 ]} El depósito de penacho de Pele había cambiado de forma, de una forma de corazón durante el encuentro de Voyager 1 a un óvalo durante el sobrevuelo de Voyager 2. Se observaron cambios en la distribución de depósitos de penacho difusos y material oscuro adicional en la porción sur de Loki Patera , consecuencia de una erupción volcánica en ese lugar. ^{[ 59 ]} Como resultado del descubrimiento de columnas volcánicas activas por la Voyager 1 , se añadió una "Vigilancia del Volcán de Io" de diez horas a la etapa de partida del encuentro de la Voyager 2 para monitorear las columnas de Io. ^{[ 58 ]} Las observaciones de la media luna de Io durante esta campaña de monitoreo revelaron que siete de las nueve columnas observadas en marzo seguían activas en julio de 1979, con solo el volcán Pele desactivado entre sobrevuelos (no se disponía de imágenes para confirmar la actividad continua en Volund ), y no se observaron nuevas columnas. ^{[ 60 ]} El color azul de las columnas observadas ( Amirani , Maui , Masubi y Loki) sugirió que la luz reflejada por ellas provenía de partículas de grano fino de aproximadamente 1 μm de diámetro. ^{[ 59 ]}        

Justo después de los encuentros de Voyager, la teoría aceptada era que los flujos de lava de Io estaban compuestos de compuestos sulfurosos. Esto se basaba en el color de los terrenos volcánicos y las bajas temperaturas medidas por el instrumento IRIS (aunque IRIS no era sensible a las altas temperaturas asociadas con el vulcanismo de silicatos activo, donde la emisión térmica alcanza su máximo en el infrarrojo cercano). ^{[ 61 ]} Sin embargo, los estudios infrarrojos terrestres de las décadas de 1980 y 1990 cambiaron el paradigma de uno de vulcanismo principalmente sulfuroso a uno donde el vulcanismo de silicatos domina y el azufre actúa en un papel secundario. ^{[ 61 ]} En 1986, las mediciones de una erupción brillante en el hemisferio frontal de Io revelaron temperaturas superiores al punto de ebullición del azufre, lo que indicaba una composición de silicatos para al menos algunos de los flujos de lava de Io. ^{[ 62 ]} Se observaron temperaturas similares en la erupción de Surt en 1979 entre los dos encuentros de Voyager , y en la erupción observada por investigadores de la NASA en 1978. ^{[ 43 ] [ 63 ]} Además, el modelado de flujos de lava de silicato en Io sugirió que se enfriaron rápidamente, lo que provocó que su emisión térmica estuviera dominada por componentes de menor temperatura, como flujos solidificados, en contraposición a las pequeñas áreas cubiertas por lava aún fundida cerca de la temperatura real de la erupción. ^{[ 64 ]} Los espectros de observaciones terrestres confirmaron la presencia de una atmósfera en Io, con variaciones de densidad significativas a través de la superficie de Io. Estas mediciones sugirieron que la atmósfera de Io se produjo por la sublimación de escarcha de dióxido de azufre, o por la erupción de gases en chimeneas volcánicas, o ambas. ^{[ 61 ]}

La planificación de la siguiente misión de la NASA a Júpiter comenzó en 1977, justo cuando se lanzaron las dos sondas Voyager. En lugar de realizar un sobrevuelo del sistema de Júpiter como todas las misiones anteriores, la nave espacial Galileo orbitaría Júpiter para realizar observaciones cercanas del planeta y sus numerosas lunas, incluyendo Io, así como para entregar una sonda atmosférica joviana. Originalmente programada para ser lanzada a través del Transbordador Espacial en 1982, los retrasos resultantes de problemas de desarrollo con el transbordador y el motor de la etapa superior retrasaron el lanzamiento, y en 1986 el desastre del Challenger retrasó aún más el lanzamiento de Galileo . Finalmente, el 18 de octubre de 1989, Galileo comenzó su viaje a bordo del transbordador Atlantis . ^{[ 65 ]} En ruta a Júpiter, la antena de alta ganancia , plegada como un paraguas para permitir que la nave espacial cupiera en la bodega de carga del transbordador, no se abrió por completo. Para el resto de la misión, los datos de la nave espacial tendrían que transmitirse de regreso a la Tierra a una velocidad de datos mucho menor utilizando la antena de baja ganancia . A pesar de este contratiempo, los algoritmos de compresión de datos cargados en Galileo le permitieron completar la mayoría de sus objetivos científicos en Júpiter. ^{[ 2 ]}

Galileo llegó a Júpiter el 7 de diciembre de 1995, tras un viaje de seis años desde la Tierra durante el cual utilizó la asistencia gravitatoria de Venus y la Tierra para impulsar su órbita hacia Júpiter. Poco antes de la maniobra de inserción orbital de Júpiter de Galileo , la nave espacial realizó el único sobrevuelo dirigido a Io de su misión nominal. Originalmente se planearon imágenes de alta resolución durante el encuentro, pero problemas con la grabadora de cinta de la nave espacial, utilizada para guardar los datos tomados durante los encuentros para su posterior reproducción en la Tierra, obligaron a eliminar las observaciones de alta velocidad de datos del programa de sobrevuelos para garantizar la grabación segura de los datos de la sonda atmosférica de Galileo . ^{[ 2 ]} El encuentro sí produjo resultados significativos de experimentos de menor velocidad de datos. El análisis del desplazamiento Doppler de la señal de radio de Galileo mostró que Io se diferencia por tener un gran núcleo de hierro, similar al que se encuentra en los planetas rocosos del Sistema Solar interior. ^{[ 66 ]} Los datos del magnetómetro del encuentro, combinados con el descubrimiento de un núcleo de hierro, sugirieron que Io podría tener un campo magnético . ^{[ 67 ]}

Los intensos cinturones de radiación de Júpiter cerca de la órbita de Io obligaron a Galileo a no acercarse más allá de la órbita de Europa hasta el final de la primera misión extendida en 1999. A pesar de la falta de imágenes de primer plano y los problemas mecánicos que limitaron enormemente la cantidad de datos devueltos, se hicieron varios descubrimientos significativos en Io durante la misión principal de dos años de Galileo . Durante las primeras órbitas, Galileo cartografió Io en busca de cambios en la superficie que ocurrieron desde los encuentros de Voyager 17 años antes. Esto incluyó la aparición de un nuevo flujo de lava, Zamama , y ​​el desplazamiento del penacho de Prometeo por 75 km (47 mi) hacia el oeste, rastreando el final de un nuevo flujo de lava en Prometeo. ^{[ 68 ]} A partir de la primera órbita de Galileo , la cámara de la nave espacial, el Solid-State Imager (SSI), comenzó a tomar una o dos imágenes por órbita de Io mientras la luna estaba en la sombra de Júpiter. Esto permitió a Galileo monitorear la actividad volcánica de alta temperatura en Io al observar fuentes de emisión térmica en su superficie. ^{[ 68 ]} Las mismas imágenes del eclipse también permitieron a los científicos de Galileo observar auroras creadas por la interacción entre la atmósfera de Io y las columnas volcánicas con el tubo de flujo de Io y el toro de plasma. ^{[ 69 ]} Durante la novena órbita de Galileo , la nave espacial observó una erupción importante en Pillan Patera, detectando emisión térmica de alta temperatura y una nueva columna volcánica. Las temperaturas observadas en Pillan y otros volcanes confirmaron que las erupciones volcánicas en Io consisten en lavas de silicato con composiciones máficas y ultramáficas ricas en magnesio , con volátiles como azufre y dióxido de azufre que cumplen una función similar a la del agua y el dióxido de carbono en la Tierra. ^{[ 70 ]} Durante la órbita siguiente, Galileo descubrió que Pillan estaba rodeado por un nuevo depósito piroclástico oscuro compuesto de minerales de silicato como el ortopiroxeno . ^{[ 70 ]} El espectrómetro de mapeo de infrarrojo cercano (NIMS) observó Io en varias ocasiones durante la misión principal, mapeando su emisión térmica volcánica y la distribución de la escarcha de dióxido de azufre, cuyas bandas de absorción dominan el espectro de infrarrojo cercano de Io. ^{[ 71 ] [ 72 ]}  

En diciembre de 1997, la NASA aprobó una misión extendida para Galileo conocida como la Misión Galileo Europa, que duró dos años después del final de la misión principal. El objetivo de esta misión extendida era dar seguimiento a los descubrimientos hechos en Europa con siete sobrevuelos adicionales para buscar nuevas evidencias de un posible océano de agua subsuperficial. ^{[ 21 ]} A partir de mayo de 1999, Galileo usó cuatro sobrevuelos (20 a 23) con Calisto para reducir su periapsis , lo que le dio la oportunidad de sobrevolar Io dos veces a finales de 1999. ^{[ 2 ]} Durante la órbita 21 de Galileo , adquirió un mosaico global de tres colores del hemisferio antijoviano (el lado "oculto" de Io), sus observaciones de Io de mayor resolución hasta la fecha. Este mosaico complementó la cobertura obtenida por Voyager 1 , cuyas observaciones de mayor resolución cubrieron el hemisferio subjoviano de Io. ^{[ 2 ]} Los dos sobrevuelos de Galileo a finales de 1999, el 11 de octubre y el 26 de noviembre, proporcionaron imágenes y espectros de alta resolución de varios volcanes y montañas en el hemisferio antijoviano de Io. La cámara sufrió un problema con un modo de imagen utilizado extensamente durante el primer encuentro, lo que provocó que la mayoría de las imágenes tomadas estuvieran muy degradadas (aunque se desarrolló un algoritmo de software para recuperar parcialmente algunas de estas imágenes). ^{[ 2 ]} NIMS también tuvo problemas debido al entorno de alta radiación cerca de Io, sufriendo una falla de hardware que limitó la cantidad de longitudes de onda del infrarrojo cercano que muestreó. ^{[ 73 ]} Finalmente, la cobertura de imágenes se vio limitada por la reproducción de baja tasa de datos (obligando a Galileo a transmitir datos de cada encuentro días o semanas después en la pierna del apoapsis de cada órbita), y por un incidente en el que la radiación obligó a reiniciar la computadora de la nave espacial poniéndola en modo seguro durante el encuentro de noviembre de 1999. Aun así, Galileo captó fortuitamente una erupción repentina en Tvashtar Paterae durante el sobrevuelo de noviembre, observando una cortina de fuentes de lava de 25 km (16 mi) de largo y 1,5 km (0,93 mi) de alto. ^{[ 74 ]} Se realizó un encuentro adicional el 22 de febrero de 2000. Sin nuevos errores con la teledetección de Galileo    Gracias a la ausencia de eventos de seguridad y a un mayor tiempo transcurrido entre el sobrevuelo y el siguiente encuentro con el satélite, Galileo pudo adquirir y enviar más datos. Esto incluyó información sobre la tasa de flujo de lava en Prometheus, Amirani y Tvashtar, imágenes de muy alta resolución de Chaac Patera y del terreno estratificado en Bulicame Regio , y el mapeo de las montañas y la topografía alrededor de Camaxtli Patera , Zal Patera y Shamshu Patera . ^{[ 2 ]}

Tras el encuentro de febrero de 2000, la misión Galileo a Júpiter se extendió por segunda y última vez con la Misión Galileo del Milenio. El objetivo de esta misión extendida fue la observación conjunta del sistema joviano por parte de Galileo y Cassini , que realizó un sobrevuelo lejano de Júpiter en ruta a Saturno el 30 de diciembre de 2000. ^{[ 75 ]} Los descubrimientos realizados durante las observaciones conjuntas de Io revelaron una nueva columna de humo en Tvashtar y proporcionaron información sobre las auroras de Io. ^{[ 76 ]} Las imágenes distantes tomadas por Galileo durante el sobrevuelo de Cassini revelaron un nuevo depósito de penacho de anillo rojo, similar al que rodea a Pele, alrededor de Tvashtar, uno de los primeros de este tipo vistos en las regiones polares de Io, aunque Galileo observaría más tarde un depósito similar alrededor de Dazhbog Patera en agosto de 2001. ^{[ 2 ]} Galileo realizó tres sobrevuelos adicionales de Io, el 6 de agosto y el 16 de octubre de 2001 y el 17 de enero de 2002, durante la Misión Galileo del Milenio. Ambos encuentros en 2001 permitieron a Galileo observar las regiones polares de Io de cerca, aunque las imágenes del sobrevuelo de agosto de 2001 se perdieron debido a una falla de la cámara. ^{[ 2 ]} Los datos del magnetómetro confirmaron que Io carecía de un campo magnético intrínseco, aunque un análisis posterior de estos datos en 2009 reveló evidencia de un campo magnético inducido generado por la interacción entre la magnetosfera de Júpiter y un océano de magma de silicato en la astenosfera de Io. ^{[ 2 ] [ 77 ]} Durante el sobrevuelo de agosto de 2001, Galileo voló a través de las porciones exteriores de la pluma volcánica Thor recién formada , lo que permitió la primera medición directa de la composición del material volcánico de Io. ^{[ 2 ]} Durante el encuentro de octubre de 2001, Galileo fotografió el nuevo sitio de erupción de Thor, un nuevo flujo de lava importante en Gish Bar Patera , ^{[ 78 ]} y el lago de lava en Pele. ^{[ 2 ]} Debido a un evento de seguridad previo al encuentro, casi todas las observaciones planeadas para el sobrevuelo de enero de 2002 se perdieron. ^{[ 2 ]}

Para evitar una posible contaminación biológica de la posible biosfera europea, la misión Galileo finalizó el 23 de septiembre de 2003 cuando la nave espacial se estrelló intencionalmente contra Júpiter. ^{[ 21 ]}

Tras el fin de la misión Galileo , los astrónomos han continuado monitoreando los volcanes activos de Io con imágenes de óptica adaptativa del telescopio Keck en Hawái y el Observatorio Europeo Austral en Chile , así como imágenes del telescopio Hubble . Estas tecnologías se utilizan para observar las emisiones térmicas y medir la composición de los gases sobre volcanes como Pele y Tvashtar . ^{[ 79 ] [ 80 ]} Las imágenes del telescopio Keck en febrero de 2001 revelaron la erupción volcánica más poderosa observada en los tiempos modernos, ya sea en Io o en la Tierra, en el volcán Surt . ^{[ 79 ]} Los telescopios terrestres que entrarán en funcionamiento durante la próxima década, como el Telescopio de Treinta Metros en el Observatorio de Mauna Kea , proporcionarán observaciones más detalladas de los volcanes de Io, acercándose a la resolución alcanzada por el espectrómetro de infrarrojo cercano de Galileo . ^{[ 6 ]} Las observaciones ultravioleta, de ondas milimétricas y de infrarrojo medio terrestres del Hubble de la atmósfera de Io han revelado fuertes heterogeneidades de densidad entre regiones brillantes cubiertas de escarcha a lo largo del ecuador del satélite y sus regiones polares, lo que proporciona más evidencia de que la atmósfera jónica se sustenta en la sublimación de la escarcha de dióxido de azufre en la superficie de Io. ^{[ 81 ]}

Nuevos horizontes (2007)

The New Horizons spacecraft, en route to Pluto and the Kuiper belt, flew by the Jupiter system on February 28, 2007, approaching Io to a distance of 2,239,000 km (1,391,000 mi).^[82] During the encounter, numerous remote observations of Io were obtained, including visible imaging with a peak resolution of 11.2 km (6.96 mi) per pixel.^[83] Like Galileo during its November 1999 flyby of Io and Cassini during encounter in December 2000, New Horizons caught Tvashtar during a major eruption at the same site as the 1999 lava curtain. Owing to Tvashtar's proximity to Io's north pole and its large size, most images of Io from New Horizons showed a large plume over Tvashtar, providing the first detailed observations of the largest class of Ionian volcanic plumes since observations of Pele's plume in 1979.^[84]New Horizons also captured images of a volcano near Girru Patera in the early stages of an eruption, and surface changes from several volcanic eruptions that have occurred since Galileo, such as at Shango Patera, Kurdalagon Patera, and Xihe.^[84]

A study with the Gemini telescope found that Io's SO₂ atmosphere collapses during eclipse with Jupiter.^[85][86] Post-eclipse brightening, which has been seen at times in the past, was detected in near infrared wavelengths using an instrument aboard the Cassini spacecraft.^[87]

The Juno spacecraft was launched in 2011 and entered orbit around Jupiter on July 5, 2016. Juno's mission is primarily focused on improving our understanding of Jupiter's interior, magnetic field, aurorae, and polar atmosphere.^[88]Juno's 54-day orbit is highly inclined and highly eccentric in order to better characterize Jupiter's polar regions and to limit its exposure to the planet's harsh inner radiation belts, limiting close encounters with Jupiter's moons. During its primary mission, which lasts through June 2021, Juno's closest approach to Io to date occurred during Perijove 25 on February 17, 2020, at a distance of 195,000 kilometers, acquiring near-infrared spectrometry with JIRAM while Io was in Jupiter's shadow.^[89] In January 2021, NASA officially extended the Juno mission through September 2025. While Juno's highly inclined orbit keeps the spacecraft out of the orbital planes of Io and the other major moons of Jupiter, its orbit has been precessing so that its close approach point to Jupiter is at increasing latitudes and the ascending node of its orbit is getting closer to Jupiter with each orbit. This orbital evolution will allow Juno to perform a series of close encounters with the Galilean satellites during the extended mission. Two close encounters with Io occurred during Juno's extended mission on December 30, 2023, and February 3, 2024, both with altitudes of 1,500 kilometers.^[90] Nine additional encounters with altitudes between 11,500 and 90,000 kilometers are also planned between July 2022 and May 2025. The primary goal of these encounters will be to improve our understanding of Io's gravity field using doppler tracking and to image Io's surface to look for surface changes since Io was last seen up-close in 2007.^[91]

Durante varias órbitas, Juno ha observado Io desde la distancia utilizando JunoCAM, una cámara de luz visible de gran angular, para buscar columnas volcánicas y JIRAM, un espectrómetro e imagenador de infrarrojo cercano, para monitorear la emisión térmica de los volcanes de Io. ^{[ 3 ] [ 89 ]} La espectroscopia de infrarrojo cercano de JIRAM ha permitido hasta ahora el mapeo grueso de la escarcha de dióxido de azufre en la superficie de Io, así como el mapeo de componentes superficiales menores que absorben débilmente la luz solar a 2,1 y 2,65  μm. ^{[ 93 ]}

Dos naves espaciales están en ruta hacia el sistema joviano. El Explorador de Lunas Heladas de Júpiter (JUICE) es una misión de la Agencia Espacial Europea al sistema joviano que tiene como objetivo terminar en órbita alrededor de Ganímedes. ^{[ 94 ]} JUICE fue lanzado en 2023, con llegada a Júpiter prevista para julio de 2031. ^{[ 95 ]} JUICE no sobrevolará Io, pero utilizará sus instrumentos, como una cámara de ángulo estrecho, para monitorear la actividad volcánica de Io y medir la composición de su superficie durante la fase de dos años de la misión en Júpiter antes de la inserción en órbita de Ganímedes.

Europa Clipper es una misión de la NASA al sistema joviano centrada en Europa, la luna de Júpiter. Al igual que JUICE, Europa Clipper no realizará sobrevuelos de Io, pero es probable que lleve a cabo la monitorización de volcanes distantes. Europa Clipper fue lanzada en octubre de 2024 y se espera que llegue a Europa en 2030.

Se propuso una misión dedicada a Io, llamada Io Volcano Observer ( IVO ), para el Programa Discovery como un orbitador de Júpiter que realizaría al menos diez sobrevuelos de Io durante 3,5 años, pero en junio de 2021 fue descartada en favor de dos misiones a Venus. ^{[ 96 ] [ 97 ]}

• Exploración de Júpiter
• Vulcanología de Io