Io (luna)

Io ( / ˈ aɪ . oʊ / ) es la más interna y la segunda más pequeña de las cuatro lunas galileanas de Júpiter . Ligeramente más grande que la Luna de la Tierra , Io es el cuarto satélite natural más grande del Sistema Solar , tiene la mayor densidad y la mayor gravedad superficial de cualquier satélite natural, y la menor cantidad de agua en proporción atómica de cualquier objeto astronómico conocido en el Sistema Solar.

Con más de 400 volcanes activos , Io es el objeto geológicamente más activo del Sistema Solar. ^{[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ]} Esta actividad geológica extrema resulta del calentamiento por mareas debido a la fricción generada en el interior de Io al ser atraído entre Júpiter y otras dos lunas galileanas: Europa y Ganímedes . Varios volcanes producen columnas de azufre y dióxido de azufre de hasta 500 km (300 mi) de altura sobre la superficie. La superficie de Io también está salpicada de más de 100 montañas elevadas por una extensa compresión en la base de su corteza de silicato . Algunos de estos picos son más altos que el Monte Everest , el punto más alto de la superficie terrestre. ^{[ 15 ]} A diferencia de la mayoría de las lunas del Sistema Solar exterior, que están compuestas principalmente de hielo de agua , Io está compuesta principalmente de roca de silicato que rodea un núcleo de hierro fundido o sulfuro de hierro . La mayor parte de la superficie de Io está compuesta de extensas llanuras con una capa helada de azufre y dióxido de azufre.  

El vulcanismo de Io es responsable de muchas de sus características únicas. Sus columnas volcánicas y flujos de lava producen grandes cambios en la superficie y la tiñen con diversos tonos sutiles de amarillo, rojo, blanco, negro y verde, debido principalmente a alótropos y compuestos de azufre. Numerosos y extensos flujos de lava, algunos de más de 500 km (300 millas) de longitud, también marcan la superficie. Los materiales producidos por este vulcanismo conforman la delgada y heterogénea atmósfera de Io , y también afectan considerablemente la naturaleza y los niveles de radiación de la extensa magnetosfera de Júpiter . Los materiales eyectados por el volcán de Io también producen un gran e intenso toro de plasma alrededor de Júpiter, creando un entorno de radiación hostil en la superficie y alrededor de la luna. ^{[ 16 ]}  

Fue descubierta junto con las demás lunas galileanas en 1610 por Galileo Galilei y nombrada en honor al personaje mitológico Io , una sacerdotisa de Hera que se convirtió en una de las amantes de Zeus . El descubrimiento de las lunas galileanas desempeñó un papel fundamental en el desarrollo de la astronomía, impulsando la adopción del modelo copernicano del Sistema Solar y el desarrollo de las leyes de Kepler sobre el movimiento planetario . Io, en particular, se utilizó para la primera medición de la velocidad de la luz . En 1979, las dos sondas Voyager revelaron que Io es un mundo geológicamente activo, con numerosas formaciones volcánicas, grandes montañas y una superficie joven sin cráteres de impacto evidentes. Las sondas Galileo realizaron varios sobrevuelos cercanos en la década de 1990 y principios de la de 2000, obteniendo datos sobre la estructura interna y la composición de la superficie de Io. Estas sondas también revelaron la relación entre Io y la magnetosfera de Júpiter , así como la existencia de un cinturón de radiación de alta energía centrado en la órbita de Io. Las sondas Cassini-Huygens (2000), New Horizons (2007) y Juno ( desde 2017), así como los telescopios terrestres y el Telescopio Espacial Hubble , han realizado observaciones adicionales .

Aunque a Simon Marius no se le atribuye el descubrimiento exclusivo de los satélites galileanos, sus nombres para las lunas fueron adoptados. ^{[ 17 ]} En su publicación de 1614 Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici , propuso varios nombres alternativos para la más interna de las grandes lunas de Júpiter, incluyendo "El Mercurio de Júpiter" y "El Primero de los Planetas Jovianos". ^{[ 17 ] [ 18 ]} Basándose en una sugerencia de Johannes Kepler en octubre de 1613, también ideó un esquema de nombres en el que cada luna fue nombrada en honor a un amante del dios griego Zeus o su equivalente romano , Júpiter . Nombró a la luna grande más interna de Júpiter en honor a la griega Io : ^{[ 19 ] [ 17 ]}

Los poetas culpan mucho a Júpiter por sus amores erráticos. Se mencionan especialmente tres doncellas que fueron cortejadas clandestinamente por Júpiter con éxito: Io, hija del río Ínaco ; Calisto , de Licaón; y Europa, de Agenor. Luego estaba Ganímedes , el apuesto hijo del rey Tros, a quien Júpiter, transformado en águila, llevó al cielo sobre su lomo, según cuentan los poetas de forma fabulosa... Creo, pues, que no habré obrado mal si a la primera la llamo Io, a la segunda Europa, a la tercera, por su majestuosidad de luz, Ganímedes, y a la cuarta Calisto... ^{[ 17 ]}

Los nombres de Mario no se adoptaron ampliamente hasta siglos después (mediados del siglo XX). ^{[ 20 ]} En gran parte de la literatura astronómica anterior, a Io se la solía denominar por su designación en números romanos (un sistema introducido por Galileo) como « Júpiter I », ^{[ 21 ]} o como «el primer satélite de Júpiter». ^{[ 22 ] [ 23 ]}

La pronunciación habitual en inglés del nombre es / ˈ aɪ oʊ / , ^{[ 24 ] [ 25 ]} aunque a veces la gente intenta una pronunciación más 'auténtica', / ˈ iː oʊ / . ^{[ 25 ]} El nombre tiene dos raíces en latín que compiten entre sí: Īō y (raramente) Īōn . ^{[ 26 ]} Esta última es la base de la forma adjetival inglesa, Ionian. ^{[ 27 ] [ 28 ] [ a ]}

Las características de Io reciben nombres de personajes y lugares del mito de Io, así como de deidades del fuego, los volcanes, el Sol y el trueno de varios mitos, y personajes y lugares del Infierno de Dante : nombres apropiados para la naturaleza volcánica de la superficie. ^{[ 29 ]} Desde que la superficie fue vista de cerca por primera vez por la Voyager 1 , la Unión Astronómica Internacional ha aprobado 249 nombres para los volcanes, montañas, mesetas y grandes características de albedo de Io. Las categorías de características aprobadas utilizadas para Io para diferentes tipos de características volcánicas incluyen patera ('platillo'; depresión volcánica), fluctus ('flujo'; flujo de lava), vallis ('valle'; canal de lava) y centro eruptivo activo (ubicación donde la actividad de la columna fue el primer signo de actividad volcánica en un volcán en particular). Las montañas, mesetas, terreno estratificado y volcanes en escudo nombrados incluyen los términos mons , mensa ('mesa'), planum y tholus ('rotonda'), respectivamente. ^{[ 29 ]} Las regiones con nombre y albedo brillante utilizan el término regio . Ejemplos de características con nombre son Prometheus , Pan Mensa, Tvashtar Paterae y Tsũi Goab Fluctus. ^{[ 30 ]}

En la literatura astronómica, las lunas planetarias distintas de la Tierra nunca recibieron símbolos. Denis Moskowitz, ingeniero de software que diseñó la mayoría de los símbolos de los planetas enanos , propuso una iota griega (la inicial de Io) combinada con la barra transversal del símbolo de Júpiter como símbolo de Io ( ). Este símbolo no se usa ampliamente. ^{[ 31 ]}

La primera observación reportada de Io fue realizada por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610 usando un telescopio refractor de 20x en la Universidad de Padua . Sin embargo, en esa observación, Galileo no pudo separar Io y Europa debido a la baja potencia de su telescopio, por lo que ambos fueron registrados como un solo punto de luz. Io y Europa fueron vistos por primera vez como cuerpos separados durante las observaciones de Galileo del sistema joviano al día siguiente, 8 de enero de 1610 (utilizado como la fecha de descubrimiento de Io por la IAU ). ^{[ 1 ]} El descubrimiento de Io y los otros satélites galileanos de Júpiter fue publicado en el Sidereus Nuncius de Galileo en marzo de 1610. ^{[ 32 ]} En su Mundus Jovialis , publicado en 1614, Simon Marius afirmó haber descubierto Io y las otras lunas de Júpiter en 1609, una semana antes del descubrimiento de Galileo. Galileo puso en duda esta afirmación y desestimó el trabajo de Marius como plagio. Sin embargo, la primera observación registrada de Marius data del 29 de diciembre de 1609 en el calendario juliano , que equivale al 8 de enero de 1610 en el calendario gregoriano , el cual utilizaba Galileo. ^{[ 33 ]} Dado que Galileo publicó su trabajo antes que Marius, se le atribuye el descubrimiento. ^{[ 34 ]}

Durante los siguientes dos siglos y medio, Io permaneció como un punto de luz de quinta magnitud sin resolver en los telescopios de los astrónomos. Durante el siglo XVII, Io y los demás satélites galileanos sirvieron para diversos propósitos, incluyendo los primeros métodos para determinar la longitud , ^{[ 35 ]} validar la tercera ley de Kepler del movimiento planetario y determinar el tiempo necesario para que la luz viajara entre Júpiter y la Tierra. ^{[ 32 ]} 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 Io, Europa y Ganímedes . ^{[ 32 ]} Posteriormente se descubrió que esta resonancia tenía un profundo efecto en la geología de las tres lunas. ^{[ 36 ]}

La mejora de la tecnología de los telescopios a finales del siglo XIX y durante el siglo XX permitió a los astrónomos resolver (es decir, ver como objetos distintos) características superficiales a gran escala en Io. En la década de 1890, Edward E. Barnard fue el primero en observar variaciones en el brillo de Io entre sus regiones ecuatorial y polar, determinando correctamente que esto se debía a diferencias de color y albedo entre las dos regiones y no a que Io tuviera forma de huevo, como propuso en ese momento su colega astrónomo William Pickering , ni a que se tratara de dos objetos separados, como propuso inicialmente Barnard. ^{[ 22 ] [ 23 ] [ 37 ]} Observaciones telescópicas posteriores confirmaron las distintas regiones polares de color marrón rojizo y la banda ecuatorial de color blanco amarillento de Io. ^{[ 38 ]}

Las observaciones telescópicas de mediados del siglo XX comenzaron a insinuar la naturaleza inusual de Io. Las observaciones espectroscópicas sugirieron que la superficie de Io carecía de hielo de agua (una sustancia que se encuentra en abundancia en los demás satélites galileanos). ^{[ 39 ]} Las mismas observaciones sugirieron una superficie dominada por evaporitas compuestas de sales de sodio y azufre . ^{[ 40 ]} Las observaciones radiotelescópicas revelaron la influencia de Io en la magnetosfera joviana , como lo demuestran las ráfagas de longitud de onda decamétricas vinculadas al período orbital de Io. ^{[ 41 ]}

Viajero

Cuando las sondas gemelas Voyager  1 y Voyager  2 pasaron cerca de Io en 1979, sus sistemas de imágenes más avanzados permitieron obtener imágenes mucho más detalladas. Voyager  1 sobrevoló Io el 5 de marzo de 1979 a una distancia de 20.600 km (12.800 mi) . ^{[ 45 ]} Las imágenes recibidas durante la aproximación revelaron un paisaje extraño y multicolor, desprovisto de cráteres de impacto. ^{[ 46 ] [ 47 ]} Las imágenes de mayor resolución mostraron una superficie relativamente joven salpicada de cráteres de formas extrañas, montañas más altas que el Everest y características que se asemejan a flujos de lava volcánica. ^{[ 46 ] [ 48 ]}  

Poco después del encuentro, la ingeniera de navegación de Voyager, Linda A. Morabito, observó una columna que emanaba de la superficie en una de las imágenes. ^{[ 49 ]} El análisis de otras imágenes de Voyager 1 mostró nueve columnas de este tipo dispersas por la superficie, lo que demostró que Io era volcánicamente activa. ^{[ 50 ]} Esta conclusión fue predicha en un artículo publicado poco antes del encuentro de Voyager  1 por Stan Peale , Patrick Cassen y RT Reynolds. Los autores calcularon que el interior de Io debía experimentar un calentamiento de marea significativo causado por su resonancia orbital con Europa y Ganímedes (véase la sección " Calentamiento de marea " para una explicación más detallada del proceso). ^{[ 51 ]} Los datos de este sobrevuelo mostraron que la superficie de Io está dominada por escarcha de azufre y dióxido de azufre . Estos compuestos también dominan su delgada atmósfera y el toro de plasma centrado en la órbita de Io (también descubierto por Voyager ). ^{[ 52 ] [ 53 ] [ 54 ]}

La Voyager  2 pasó cerca de Io el 9 de julio de 1979 a una distancia de 1.130.000 km (700.000 millas) . Aunque no se acercó tanto como la Voyager 1 , las comparaciones entre las imágenes tomadas por ambas naves espaciales mostraron varios cambios en la superficie que se habían producido en los cuatro meses transcurridos entre los encuentros. Además, las observaciones de Io como una media luna cuando la Voyager 2 abandonó el sistema joviano revelaron que siete de los nueve penachos observados en marzo seguían activos en julio de 1979, y solo el volcán Pele se había inactivo entre los sobrevuelos. ^{[ 55 ]}    

Galileo

La sonda Galileo llegó a Júpiter en 1995 tras un viaje de seis años desde la Tierra para dar seguimiento a los descubrimientos de las dos sondas Voyager y a las observaciones terrestres realizadas durante los años intermedios. La ubicación de Ío dentro de uno de los cinturones de radiación más intensos de Júpiter impidió un sobrevuelo cercano prolongado, pero Galileo sí pasó cerca poco antes de entrar en órbita para su misión principal de dos años de estudio del sistema joviano. Aunque no se tomaron imágenes durante el sobrevuelo cercano del 7 de diciembre de 1995, el encuentro arrojó resultados significativos, como el descubrimiento de un gran núcleo de hierro, similar al encontrado en los planetas rocosos del sistema solar interior. ^{[ 56 ]}

A pesar de la falta de imágenes de primer plano y los problemas mecánicos que limitaron enormemente la cantidad de datos obtenidos, se realizaron varios descubrimientos significativos durante la misión principal de Galileo. Galileo observó los efectos de una gran erupción en Pillan Patera y confirmó que las erupciones volcánicas están compuestas de magmas de silicato con composiciones máficas y ultramáficas ricas en magnesio . ^{[ 57 ]} Se obtuvieron imágenes distantes de Io en casi todas las órbitas durante la misión principal, revelando un gran número de volcanes activos (tanto emisión térmica del magma en enfriamiento en la superficie como columnas volcánicas), numerosas montañas con morfologías muy variadas y varios cambios en la superficie que habían tenido lugar tanto entre las eras de Voyager y Galileo como entre las órbitas de Galileo . ^{[ 58 ]}

La misión Galileo se extendió dos veces, en 1997 y 2000. Durante estas misiones extendidas, la sonda sobrevoló Io tres veces a finales de 1999 y principios de 2000, y tres veces a finales de 2001 y principios de 2002. Las observaciones realizadas durante estos encuentros revelaron los procesos geológicos que ocurren en los volcanes y montañas de Io, descartaron la presencia de un campo magnético y demostraron la magnitud de la actividad volcánica. ^{[ 58 ]}

Juno

La nave espacial Juno fue lanzada en 2011 y entró en órbita alrededor de Júpiter el 5 de julio de 2016. La misión de Juno se centra principalmente en mejorar nuestra comprensión del interior de Júpiter, el campo magnético, las auroras y la atmósfera polar. ^{[ 61 ]} La órbita de 54 días de Juno es muy inclinada y muy excéntrica para caracterizar mejor las regiones polares de Júpiter y limitar su exposición a los duros cinturones de radiación internos del planeta, limitando los encuentros cercanos con las lunas de Júpiter. El acercamiento más cercano a Io durante la misión inicial, principal, ocurrió en febrero de 2020 a una distancia de 195 000 kilómetros. ^{[ 62 ]} La misión extendida de Juno, que comenzó en junio de 2021, permitió encuentros más cercanos con los satélites galileanos de Júpiter debido a la precesión orbital de Juno . ^{[ 63 ]} Después de una serie de encuentros cada vez más cercanos con Io en 2022 y 2023, Juno realizó un par de sobrevuelos cercanos el 30 de diciembre de 2023, ^{[ 64 ]} y el 3 de febrero de 2024, ^{[ 65 ]} ambos con altitudes de 1500 kilómetros. El objetivo principal de estos encuentros fue mejorar nuestra comprensión del campo gravitatorio de Io usando el seguimiento Doppler y obtener imágenes de la superficie de Io para buscar cambios en la superficie desde que Io fue visto de cerca por última vez en 2007. ^{[ 66 ]}

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. ^{[ 62 ] [ 67 ]} 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. ^{[ 68 ]} Las observaciones del instrumento Jovian InfraRed Auroral Mapper (JIRAM) a bordo de la nave espacial Juno durante los sobrevuelos cercanos de Io entre 2022 y 2024 confirmaron la actividad volcánica continua en Amirani , Prometheus , Seth, Culann , Tvashtar , Daedalus , Kanehekili, Masubi y Girru, en algunos casos sugiriendo duraciones de erupción que superan los 45 años. ^{[ 69 ]} Se detectó un gran campo de flujo activo de aproximadamente 130 por 40 kilómetros de extensión al noreste de Seth Patera, sin contraparte óptica en las imágenes de la era Galileo , lo que indica emplazamiento después de 2001. Un sitio previamente no reconocido designado "Desconocido 13", ubicado aproximadamente en 79°S, 60°E, muestra una característica térmica lineal de aproximadamente 100 kilómetros de longitud sin ninguna forma de relieve asociada visible en los mapas Voyager o Galileo. ^{[ 69 ]} Se observó un nuevo flujo de lava muy extenso en la región polar sur en Illyrikon Regio, asociado con un gran estallido detectado el 27 de diciembre de 2024. ^{[ 69 ]}

Io orbita Júpiter a una distancia de 421.700 km (262.000 mi) del centro de Júpiter y a 350.000 km (217.000 mi) de sus nubes. Es el más interno de los satélites galileanos de Júpiter, y su órbita se encuentra entre las de Tebe y Europa . Incluyendo los satélites internos de Júpiter, Io es la quinta luna desde Júpiter. Io tarda aproximadamente 42,5 horas (1,77 días) en completar una órbita alrededor de Júpiter (lo suficientemente rápido como para que su movimiento pueda observarse durante una sola noche de observación). Io se encuentra en una resonancia orbital de movimiento medio de 2:1 con Europa y en una resonancia orbital de movimiento medio de 4:1 con Ganímedes , completando dos órbitas de Júpiter por cada órbita completada por Europa, y cuatro órbitas por cada órbita completada por Ganímedes. Esta resonancia ayuda a mantener la excentricidad orbital de Io (0,0041), lo que a su vez proporciona la principal fuente de calor para su actividad geológica. ^{[ 51 ]} Sin esta excentricidad forzada, la órbita de Io se circularizaría debido a la disipación de mareas , lo que daría lugar a un mundo geológicamente menos activo. ^{[ 51 ]}    

Al igual que los demás satélites galileanos y la Luna , Io rota sincrónicamente con su período orbital, manteniendo una cara casi apuntando hacia Júpiter. Esta sincronía proporciona la definición del sistema de longitud de Io. El meridiano principal de Io interseca el ecuador en el punto subjoviano. El lado de Io que siempre mira hacia Júpiter se conoce como hemisferio subjoviano, mientras que el lado que siempre mira en dirección opuesta se conoce como hemisferio antijoviano. El lado de Io que siempre mira en la dirección en la que Io viaja en su órbita se conoce como hemisferio delantero, mientras que el lado que siempre mira en la dirección opuesta se conoce como hemisferio trasero. ^{[ 79 ]}

Io juega un papel significativo en la configuración del campo magnético de Júpiter , actuando como un generador eléctrico que puede desarrollar 400 000 voltios a través de sí mismo y crear una corriente eléctrica de 3 millones de amperios, liberando iones que le dan a Júpiter un campo magnético inflado a más del doble del tamaño que tendría de otro modo. ^{[ 21 ]} La magnetosfera de Júpiter barre gases y polvo de la delgada atmósfera de Io a una tasa de 1 tonelada por segundo. ^{[ 80 ]} Este material está compuesto principalmente de azufre, oxígeno y cloro ionizados y atómicos; sodio y potasio atómicos; dióxido de azufre molecular y azufre; y polvo de cloruro de sodio . ^{[ 80 ] [ 81 ]} Estos materiales se originan de la actividad volcánica de Io, y el material que escapa al campo magnético de Júpiter y al espacio interplanetario proviene directamente de la atmósfera de Io. Estos materiales, dependiendo de su estado ionizado y composición, terminan en diversas nubes neutras y cinturones de radiación en la magnetosfera de Júpiter y, en algunos casos, son finalmente expulsados ​​del sistema joviano. ^{[ 82 ]}

Alrededor de Ío hay una nube compuesta de átomos neutros de azufre, oxígeno, sodio y potasio, que se extiende hacia afuera hasta una distancia de hasta seis veces el radio de Ío. Estas partículas se originan en la atmósfera superior de Ío y son excitadas por colisiones con iones en el toro de plasma y por otros procesos hasta llenar la esfera de Hill de Ío , que es la región donde la gravedad de Ío es dominante sobre la de Júpiter. Parte de este material escapa de la atracción gravitatoria de Ío y entra en órbita alrededor de Júpiter. En un período de 20 horas, estas partículas se dispersan desde Ío para formar una nube neutra con forma de plátano que puede alcanzar hasta seis radios jovianos desde Ío, ya sea dentro de la órbita de Ío y delante de ella o fuera de la órbita de Ío y detrás de ella. ^{[ 80 ]} El proceso de colisión que excita estas partículas también proporciona ocasionalmente un electrón a los iones de sodio en el toro de plasma, eliminando esos nuevos neutros "rápidos" del toro. Estas partículas conservan su velocidad (70  km/s, en comparación con la  velocidad orbital de 17 km/s en Io) y, por lo tanto, son eyectadas en chorros que se alejan de Io. ^{[ 83 ]}

Io orbita dentro de un cinturón de radiación intensa conocido como el toro de plasma de Io. El plasma en este anillo en forma de rosquilla de azufre, oxígeno, sodio y cloro ionizados se origina cuando los átomos neutros en la "nube" que rodea a Io se ionizan y son transportados por la magnetosfera joviana. ^{[ 80 ]} A diferencia de las partículas en la nube neutra, estas partículas corrotan con la magnetosfera de Júpiter, girando alrededor de Júpiter a 74  km/s. Al igual que el resto del campo magnético de Júpiter, el toro de plasma está inclinado con respecto al ecuador de Júpiter y el plano orbital de Io, de modo que Io se encuentra a veces por debajo y otras veces por encima del núcleo del toro de plasma. Como se mencionó anteriormente, la mayor velocidad y los niveles de energía de estos iones son en parte responsables de la eliminación de átomos y moléculas neutras de la atmósfera de Io y de nubes neutras más extensas. El toro está compuesto por tres secciones: un toro exterior, "cálido", que reside justo fuera de la órbita de Io; una región extendida verticalmente conocida como la "cinta", compuesta por la región de fuente neutra y plasma de enfriamiento, ubicada a una distancia aproximada de Io a Júpiter; y un toro interior, "frío", compuesto por partículas que giran lentamente en espiral hacia Júpiter. ^{[ 80 ]} Después de residir un promedio de 40 días en el toro, las partículas en el toro "cálido" escapan y son parcialmente responsables de la magnetosfera inusualmente grande de Júpiter , ya que su presión hacia afuera la infla desde adentro. ^{[ 84 ]} Partículas de Io, detectadas como variaciones en el plasma magnetosférico, han sido detectadas lejos en la larga magnetocola por New Horizons . Para estudiar variaciones similares dentro del toro de plasma, los investigadores midieron la luz ultravioleta que emite. Aunque tales variaciones no se han vinculado definitivamente con variaciones en la actividad volcánica de Io, este vínculo se ha establecido en la nube de sodio neutra. ^{[ 85 ]}

Durante un encuentro con Júpiter en 1992, la sonda Ulysses detectó una corriente de partículas del tamaño de polvo que se expulsaban del sistema joviano. ^{[ 86 ]} El polvo en estas corrientes discretas viaja lejos de Júpiter a velocidades superiores a varios cientos de kilómetros por segundo, tiene un tamaño de partícula promedio de 10 μm y consiste principalmente en cloruro de sodio. ^{[ 81 ] [ 87 ]} Las mediciones de polvo realizadas por Galileo mostraron que estas corrientes de polvo se originaron en Io, pero se desconoce cómo se forman exactamente, si a partir de la actividad volcánica de Io o de material removido de la superficie. ^{[ 88 ]} 

El campo magnético de Júpiter , que Io atraviesa, acopla la atmósfera y la nube neutra de Io a la atmósfera superior polar de Júpiter mediante la generación de una corriente eléctrica conocida como el tubo de flujo de Io . ^{[ 80 ]} Esta corriente produce un brillo auroral en las regiones polares de Júpiter conocido como la huella de Io, así como auroras en la atmósfera de Io. Las partículas de esta interacción auroral oscurecen las regiones polares jovianas en longitudes de onda visibles. La ubicación de Io y su huella auroral con respecto a la Tierra y Júpiter tiene una fuerte influencia en las emisiones de radio jovianas desde nuestro punto de vista: cuando Io es visible, las señales de radio de Júpiter aumentan considerablemente. ^{[ 41 ] [ 80 ]} La misión Juno , actualmente en órbita alrededor de Júpiter, debería ayudar a esclarecer estos procesos. Las líneas del campo magnético joviano que logran pasar la ionosfera de Io también inducen una corriente eléctrica, que a su vez crea un campo magnético inducido dentro del interior de Io. Se cree que el campo magnético inducido de Io se genera dentro de un océano de magma de silicatos parcialmente fundido a 50 kilómetros bajo la superficie de Io. ^{[ 89 ]} Galileo encontró campos inducidos similares en los otros satélites galileanos , posiblemente generados dentro de océanos de agua líquida en el interior de esas lunas. ^{[ 90 ]}

Según un estudio internacional publicado en la revista Nature en 2024, no existiría un océano de magma en el satélite Io a pesar de la gran cantidad de volcanes y la interacción de mareas con Júpiter, como sugerían los datos históricos de la sonda Galileo . Los científicos utilizaron datos de dos sobrevuelos recientes de la sonda Juno y afirmaron que existe un manto "casi" sólido bajo la superficie de Io y no un océano de magma como se creía anteriormente. ^{[ 91 ]}

Io es ligeramente más grande que la Luna de la Tierra . Tiene un radio medio de 1821,3 km (1131,7 millas) (aproximadamente un 5 % mayor que el de la Luna) y una masa de 8,9319 × 10  ²² kg (aproximadamente un 21 % más que la Luna). Tiene unaforma ligeramente elipsoidal , con su eje más largo apuntando hacia Júpiter. Entre los satélites galileanos , tanto en masa como en volumen, Io se sitúa por detrás de Ganímedes y Calisto, pero por delante de Europa . ^{[ 92 ]}

Interior

Compuestos principalmente de roca de silicato y hierro , Io y Europa tienen una composición global más cercana a la de los planetas terrestres que a la de otros satélites del sistema solar exterior, que están compuestos principalmente de una mezcla de hielo de agua y silicatos. Io tiene una densidad de3,5275  g/cm³ ^, la más alta de cualquier luna regular en el Sistema Solar; significativamente más alta que los otros satélites galileanos (Ganímedes y Calisto en particular, cuyas densidades rondan los 3,5275 g/cm³), la más alta de cualquier luna regular en el Sistema Solar ; significativamente más alta que los otros satélites galileanos (Ganímedes y Calisto en particular, cuyas densidades son de alrededor de 3,5275 g/cm³).1,9  g/cm³ ⁾ y ligeramente superior (~5,5%) a la de la Luna.3,344  g/cm³ ^y Europa2,989  g/cm³ ^. [ ^{7 ] Los} modelos basados ​​en las mediciones de masa, radio y coeficientes gravitacionales cuadrupolares de Io realizadas por Voyager y Galileo (valores numéricos relacionados con la distribución de la masa dentro de un objeto) sugieren que su interior se diferencia entre una corteza y un manto ricos en silicatos y un núcleo rico en hierro o sulfuro de hierro . ^{[ 56 ]} El núcleo metálico de Io constituye aproximadamente el 20% de su masa. ^{[ 93 ]} Dependiendo de la cantidad de azufre en el núcleo, este tiene un radio de entre 350 y 650 km (220–400 mi) si está compuesto casi en su totalidad de hierro, o de entre 550 y 900 km (340–560 mi) para un núcleo compuesto por una mezcla de hierro y azufre. El magnetómetro de Galileo no detectó un campo magnético interno intrínseco en Io, lo que sugiere que el núcleo no está en convección . ^{[ 94 ]}    

Modeling of Io's interior composition suggests that the mantle is composed of at least 75% of the magnesium-rich mineral forsterite, and has a bulk composition similar to that of L-chondrite and LL-chondritemeteorites, with higher iron content (compared to silicon) than the Moon or Earth, but lower than Mars.^[95][96] To support the heat flow observed on Io, 10–20% of Io's mantle may be molten, though regions where high-temperature volcanism has been observed may have higher melt fractions.^[97] However, re-analysis of Galileo magnetometer data in 2009 revealed the presence of an induced magnetic field at Io, requiring a magma ocean 50 km (31 mi) below the surface.^[89] Further analysis published in 2011 provided direct evidence of such an ocean.^[98] This layer is estimated to be 50 km thick and to make up about 10% of Io's mantle. It is estimated that the temperature in the magma ocean reaches 1,200 °C. It is not known if the 10–20% partial melting percentage for Io's mantle is consistent with the requirement for a significant amount of molten silicates in this possible magma ocean.^[99] The lithosphere of Io, composed of basalt and sulfur deposited by Io's extensive volcanism, is at least 12 km (7.5 mi) thick, and likely less than 40 km (25 mi) thick.^[93][100]

Superficie

Basándose en su experiencia con las superficies antiguas de la Luna, Marte y Mercurio, los científicos esperaban ver numerosos cráteres de impacto en las primeras imágenes de Io tomadas por la Voyager 1. La densidad de cráteres de impacto en la superficie de Io habría dado pistas sobre su edad. Sin embargo, se sorprendieron al descubrir que la superficie carecía casi por completo de cráteres de impacto, y en su lugar estaba cubierta de llanuras lisas salpicadas de altas montañas, fosas de diversas formas y tamaños, y flujos de lava volcánica. ^{[ 46 ]} En comparación con la mayoría de los mundos observados hasta ese momento, la superficie de Io estaba cubierta de una variedad de materiales coloridos (lo que llevó a comparar a Io con una naranja podrida o con una pizza ) provenientes de diversos compuestos sulfurosos. ^{[ 109 ] [ 110 ]} La falta de cráteres de impacto indicaba que la superficie de Io es geológicamente joven, como la superficie terrestre; los materiales volcánicos entierran continuamente los cráteres a medida que se producen. Este resultado se confirmó de manera espectacular cuando la Voyager 1 observó al menos nueve volcanes activos . ^{[ 50 ]}

Composición de la superficie

La colorida apariencia de Io es el resultado de los materiales depositados por su extenso vulcanismo, incluyendo silicatos (como el ortopiroxeno ), azufre y dióxido de azufre . ^{[ 111 ]} La escarcha de dióxido de azufre es omnipresente en la superficie de Io, formando grandes regiones cubiertas de materiales blancos o grises. El azufre también se observa en muchos lugares de Io, formando regiones de color amarillo a amarillo verdoso. El azufre depositado en las regiones de latitudes medias y polares a menudo se daña por la radiación, rompiendo el azufre cíclico de 8 cadenas , normalmente estable . Este daño por radiación produce las regiones polares de color marrón rojizo de Io. ^{[ 22 ]}

El vulcanismo explosivo , que a menudo toma la forma de columnas con forma de paraguas, cubre la superficie con materiales sulfurosos y silicatos. Los depósitos de columnas en Io suelen ser de color rojo o blanco, dependiendo de la cantidad de azufre y dióxido de azufre que contengan. Generalmente, las columnas formadas en las chimeneas volcánicas por la desgasificación de la lava contienen una mayor cantidad de _S₂ , produciendo un depósito rojo en forma de abanico o, en casos extremos, grandes anillos rojos (que a menudo se extienden más de 450 km o 280 millas desde la chimenea central). ^{[ 112 ]} Un ejemplo destacado de un depósito de columna con forma de anillo rojo se encuentra en Pele. Estos depósitos rojos consisten principalmente en azufre (generalmente azufre molecular de 3 y 4 cadenas), dióxido de azufre y, posiblemente, cloruro de sulfurilo . ^{[ 111 ]} Las columnas formadas en los márgenes de los flujos de lava silicatos (a través de la interacción de la lava y los depósitos preexistentes de azufre y dióxido de azufre) producen depósitos blancos o grises. ^{[ 113 ]}  

El mapeo composicional y la alta densidad de Io sugieren que Io contiene poca o ninguna agua , aunque se han identificado tentativamente pequeñas bolsas de hielo de agua o minerales hidratados , sobre todo en el flanco noroeste de la montaña Gish Bar Mons . ^{[ 114 ]} Io tiene la menor cantidad de agua de cualquier cuerpo conocido en el Sistema Solar. ^{[ 115 ]} Esta falta de agua probablemente se deba a que Júpiter era lo suficientemente caliente al principio de la evolución del Sistema Solar como para expulsar materiales volátiles como el agua en las proximidades de Io, pero no lo suficientemente caliente como para hacerlo más lejos. ^{[ 116 ]}

Vulcanismo

El calentamiento mareal producido por la excentricidad orbital forzada de Io lo ha convertido en el mundo volcánicamente más activo del Sistema Solar, con cientos de centros volcánicos y extensos flujos de lava . ^{[ 14 ]} Durante una erupción importante, se pueden producir flujos de lava de decenas o incluso cientos de kilómetros de longitud, compuestos principalmente de lavas de silicato basáltico con composiciones máficas o ultramáficas (ricas en magnesio). Como subproducto de esta actividad, el azufre, el dióxido de azufre y el material piroclástico de silicato (como ceniza) son lanzados hasta 200 km (120 mi) al espacio, produciendo grandes columnas en forma de paraguas, pintando el terreno circundante de rojo, negro y blanco, y proporcionando material para la atmósfera irregular de Io y la extensa magnetosfera de Júpiter. ^{[ 117 ] [ 82 ]}  

La superficie de Io está salpicada de depresiones volcánicas conocidas como pateras , que generalmente tienen fondos planos delimitados por paredes empinadas. ^{[ 118 ]} Estas características se asemejan a las calderas terrestres , pero se desconoce si se producen por el colapso sobre una cámara de lava vacía como sus contrapartes terrestres. Una hipótesis sugiere que estas características se producen por la exhumación de diques volcánicos , y el material suprayacente es expulsado o integrado en el dique. ^{[ 119 ]} Se han cartografiado ejemplos de pateras en varias etapas de exhumación utilizando imágenes de Galileo de la región de Chaac-Camaxtli . ^{[ 120 ]} A diferencia de características similares en la Tierra y Marte, estas depresiones generalmente no se encuentran en la cima de los volcanes en escudo y normalmente son más grandes, con un diámetro promedio de 41 km (25 mi) , siendo la más grande Loki Patera con 202 km (126 mi) . ^{[ 118 ]} Loki es también consistentemente el volcán más fuerte de Io, contribuyendo en promedio con el 25% de la producción de calor global de Io. ^{[ 121 ]} Cualquiera que sea el mecanismo de formación, la morfología y distribución de muchas pateras sugieren que estas características están controladas estructuralmente, con al menos la mitad delimitadas por fallas o montañas. ^{[ 118 ]} Estas características son a menudo el sitio de erupciones volcánicas, ya sea por flujos de lava que se extienden por los pisos de las pateras, como en una erupción en Gish Bar Patera en 2001, o en forma de un lago de lava . ^{[ 13 ] [ 122 ]} Los lagos de lava en Io tienen una corteza de lava que se invierte continuamente, como en Pele, o una corteza que se invierte episódicamente, como en Loki. ^{[ 123 ] [ 124 ]}    

Los flujos de lava representan otro terreno volcánico importante en Io. El magma erupciona en la superficie desde chimeneas en el suelo de las pateras o en las llanuras desde fisuras, produciendo flujos de lava compuestos e inflados similares a los vistos en Kilauea en Hawái. Las imágenes de la nave espacial Galileo revelaron que muchos de los principales flujos de lava de Io, como los de Prometeo y Amirani , se producen por la acumulación de pequeños brotes de lava sobre flujos más antiguos. ^{[ 125 ]} También se han observado brotes de lava más grandes en Io. Por ejemplo, el borde frontal del flujo de Prometeo se movió de 75 a 95 km (47 a 59 mi) entre Voyager en 1979 y las primeras observaciones de Galileo en 1996. Una erupción importante en 1997 produjo más de 3500 km² (1400 mi² ⁾ de lava fresca e inundó el suelo de la adyacente Pillan Patera. ^{[ 57 ]}     

El análisis de las imágenes de Voyager llevó a los científicos a creer que estos flujos estaban compuestos principalmente de diversos compuestos de azufre fundido. Sin embargo, estudios infrarrojos posteriores desde la Tierra y mediciones de la nave espacial Galileo indican que estos flujos están compuestos de lava basáltica con composiciones máficas a ultramáficas. ^{[ 126 ]} Esta hipótesis se basa en mediciones de temperatura de los "puntos calientes" de Io, o ubicaciones de emisión térmica, que sugieren temperaturas de al menos 1300  K y algunas tan altas como 1600  K. ^{[ 127 ]} Las estimaciones iniciales que sugerían temperaturas de erupción cercanas a los 2000  K ^{[ 57 ]} han demostrado ser sobreestimaciones porque se utilizaron modelos térmicos incorrectos para modelar las temperaturas. ^{[ 127 ] [ 126 ]}

El descubrimiento de columnas de humo en los volcanes Pele y Loki fue la primera señal de que Io es geológicamente activo. ^{[ 49 ]} Generalmente, estas columnas se forman cuando volátiles como azufre y dióxido de azufre son expulsados ​​hacia el cielo desde los volcanes de Io a velocidades que alcanzan 1 km/s (0,62 mi/s) , creando nubes de gas y polvo con forma de paraguas. Otros materiales que podrían encontrarse en estas columnas volcánicas incluyen sodio, potasio y cloro . ^{[ 128 ] [ 129 ]} Estas columnas parecen formarse de dos maneras. ^{[ 130 ]} Las columnas más grandes de Io, como las emitidas por Pele, se crean cuando el azufre disuelto y el dióxido de azufre gaseoso se liberan del magma en erupción en chimeneas volcánicas o lagos de lava, arrastrando a menudo material piroclástico de silicato consigo. ^{[ 131 ]} Estas columnas forman depósitos rojos (por el azufre de cadena corta) y negros (por los piroclastos de silicato) en la superficie. Las columnas de humo formadas de esta manera se encuentran entre las más grandes observadas en Io, formando anillos rojos de más de 1000 km (620 mi) de diámetro. Ejemplos de este tipo de columna incluyen Pele, Tvashtar y Dazhbog . Otro tipo de columna se produce cuando los flujos de lava invasores vaporizan la escarcha de dióxido de azufre subyacente, enviando el azufre hacia el cielo. Este tipo de columna a menudo forma depósitos circulares brillantes compuestos de dióxido de azufre. Estas columnas suelen tener menos de 100 km (62 mi) de altura y se encuentran entre las más longevas de Io. Ejemplos incluyen Prometeo , Amirani y Masubi . Los compuestos sulfurosos erupcionados se concentran en la corteza superior debido a una disminución en la solubilidad del azufre a mayores profundidades en la litosfera de Io y pueden ser determinantes para el estilo de erupción de un punto caliente. ^{[ 131 ] [ 132 ] [ 133 ]}      

On 27 December 2024, the Jovian InfraRed Auroral Mapper (JIRAM) instrument aboard Juno observed an unprecedented volcanic outburst in Io's southern hemisphere, centred at approximately 73°S, 140°E. The event covered a surface area of approximately 65,000 km², three times the size of Loki Patera, and produced a total power output of 140–260 TW, making it likely the most energetic volcanic event ever recorded on Io and surpassing the previous record set by the Surt eruption of 2001 (~80 TW).^[134] Three adjacent hot spots—P139, PV18, and an unnamed feature to the south—simultaneously increased their power output to more than 1 TW each, placing them among the most powerful hot spots ever observed on Io.^[134] Temperature analysis of the co-erupting features indicates surface temperatures of 500–640 K and suggests that all brightenings began within approximately one day of each other, implying a single subsurface event propagating laterally across hundreds of kilometres. The observations support a model of extensive regional magma reservoirs interconnected through a largely solid outer shell, analogous to a large-scale sponge, rather than a globally molten shallow magma ocean, consistent with Juno gravity measurements of Io's tidal response.^[134]

Mountains

Io has 100 to 150 mountains. These structures average 6 km (3.7 mi) in height and reach a maximum of 17.5 ± 1.5 km (10.9 ± 0.9 mi) at South Boösaule Montes.^[15] Mountains often appear as large (the average mountain is 157 km or 98 mi long), isolated structures with no apparent global tectonic patterns outlined, in contrast to the case on Earth.^[15] To support the tremendous topography observed at these mountains requires compositions consisting mostly of silicate rock, as opposed to sulfur.^[135]

A pesar del extenso vulcanismo que le da a Io su aspecto distintivo, casi todas sus montañas son estructuras tectónicas y no se producen por volcanes. En cambio, la mayoría de las montañas jónicas se forman como resultado de esfuerzos compresivos en la base de la litosfera, que elevan y a menudo inclinan trozos de la corteza de Io a través de fallas de cabalgamiento . ^{[ 136 ]} Los esfuerzos compresivos que conducen a la formación de montañas son el resultado de la subsidencia por el enterramiento continuo de materiales volcánicos. ^{[ 136 ]} La distribución global de las montañas parece ser opuesta a la de las estructuras volcánicas; las montañas dominan las áreas con menos volcanes y viceversa. ^{[ 137 ]} Esto sugiere grandes regiones en la litosfera de Io donde predominan la compresión (que favorece la formación de montañas) y la extensión (que favorece la formación de pateras). ^{[ 138 ]} Localmente, sin embargo, las montañas y las pateras a menudo se encuentran adyacentes, lo que sugiere que el magma a menudo aprovecha las fallas formadas durante la formación de montañas para llegar a la superficie. ^{[ 118 ]}

Las montañas de Io (generalmente, estructuras que se elevan sobre las llanuras circundantes) tienen una variedad de morfologías. Las mesetas son las más comunes. ^{[ 15 ]} Estas estructuras se asemejan a grandes mesetas de cima plana con superficies escarpadas. Otras montañas parecen ser bloques de corteza inclinados, con una pendiente suave desde la superficie anteriormente plana y una pendiente pronunciada que consiste en materiales anteriormente subsuperficiales elevados por esfuerzos compresivos. Ambos tipos de montañas a menudo tienen escarpes pronunciados a lo largo de uno o más márgenes. Solo un puñado de montañas en Io parecen tener un origen volcánico. Estas montañas se asemejan a pequeños volcanes en escudo , con pendientes pronunciadas (6–7°) cerca de una pequeña caldera central y pendientes suaves a lo largo de sus márgenes. ^{[ 139 ]} Estas montañas volcánicas suelen ser más pequeñas que la montaña promedio en Io, con un promedio de solo 1 a 2 km (0,6 a 1,2 mi) de altura y 40 a 60 km (25 a 37 mi) de ancho. Otros volcanes en escudo con pendientes mucho menos pronunciadas se infieren de la morfología de varios volcanes de Io, donde delgados flujos irradian desde una patera central, como en Ra Patera . ^{[ 139 ]}    

Casi todas las montañas parecen estar en alguna etapa de degradación. Los grandes depósitos de deslizamientos de tierra son comunes en la base de las montañas jónicas, lo que sugiere que la erosión masiva es la principal forma de degradación. Los márgenes festoneados son comunes entre las mesetas y altiplanos de Io, resultado de la extracción de dióxido de azufre de la corteza de Io, lo que produce zonas de debilidad a lo largo de los márgenes de las montañas. ^{[ 140 ]}

Io tiene una atmósfera extremadamente delgada compuesta principalmente de dióxido de azufre ( SO₂).₂ ), con componentes menores que incluyenmonóxido de azufre(SO),cloruro de sodio(NaCl) yazufreyoxígeno. ^{[ 141 ]} La atmósfera tiene variaciones significativas en densidad y temperatura con la hora del día, latitud, actividad volcánica y abundancia de escarcha superficial. La presión atmosférica máxima en Io varía de 3,3×10⁻⁵a3×10⁻⁴pascales(Pa) o 0,3a3nbar, vista espacialmente en el hemisferio antijupiterino de Io y a lo largo del ecuador, y temporalmente a primera hora de la tarde cuando la temperatura de la escarcha superficial alcanza su máximo. ^{[ 141 ] [ 142 ] [ 143 ]} También se han visto picos localizados en plumas volcánicas, con presiones de 5×10⁻⁴a 40×10⁻⁴Pa (5 a 40nbar). ^{[ 53 ]} La presión atmosférica de Io es más baja en el lado nocturno de Io, donde la presión desciende a 0,1×10⁻⁷a1×10⁻⁷Pa (0,0001 a 0,001nbar). ^{[ 141 ] [ 142 ]} La temperatura atmosférica de Io varía desde la temperatura de la superficie a bajas altitudes, donde el dióxido de azufre está en equilibrio de presión de vapor con la escarcha en la superficie, hasta 1800 K a altitudes más altas, donde la menor densidad atmosférica permite el calentamiento del plasma en el toro de plasma de Io y del calentamiento Joule del tubo de flujo de Io. ^{[ 141 ] [ 142 ]} La baja presión limita el efecto de la atmósfera en la superficie, excepto para redistribuir temporalmente el dióxido de azufre de áreas ricas en escarcha a áreas pobres en escarcha, y para expandir el tamaño de los anillos de depósito de la pluma cuando el material de la pluma vuelve a entrar en la atmósfera más densa del lado diurno. ^{[ 141 ] [ 142 ]}                        

El gas de la atmósfera de Io es arrancado por la magnetosfera de Júpiter , escapando hacia la nube neutra que rodea a Io o hacia el toro de plasma de Io, un anillo de partículas ionizadas que comparte la órbita de Io pero corrota con la magnetosfera de Júpiter. ^{[ 84 ]} Aproximadamente una tonelada de material se elimina de la atmósfera cada segundo a través de este proceso, por lo que debe reponerse constantemente. ^{[ 80 ]} Las fuentes más dramáticas de SO₂ son columnas volcánicas, que bombean10^{En promedio, 4} kg de dióxido de azufre por segundo entran en la atmósfera de Io, aunque la mayor parte se condensa de nuevo en la superficie. ^{[ 144 ]} Gran parte del dióxido de azufre en la atmósfera de Io se mantiene gracias a la sublimación de SO impulsada por la luz solar.₂ congelados en la superficie. ^{[ 145 ]} La atmósfera del lado diurno está confinada en gran medida a menos de 40° del ecuador, donde la superficie es más cálida y se encuentran las plumas volcánicas más activas. ^{[ 146 ]} Una atmósfera impulsada por sublimación también es consistente con las observaciones de que la atmósfera de Io es más densa sobre el hemisferio antijupiterino, dondeSO₂ La escarcha es más abundante y es más densa cuando Io está más cerca del Sol. ^{[ 141 ] [ 145 ] [ 147 ]} Sin embargo, se requieren algunas contribuciones de plumas volcánicas, ya que las densidades más altas observadas se han visto cerca de chimeneas volcánicas. ^{[ 141 ]} Debido a que la densidad del dióxido de azufre en la atmósfera está directamente ligada a la temperatura de la superficie, la atmósfera de Io colapsa parcialmente por la noche, o cuando Io está en la sombra de Júpiter (con una caída de ~80% en la densidad de columna ^{[ 148 ]} ). El colapso durante el eclipse está limitado en cierta medida por la formación de una capa de difusión de monóxido de azufre en la parte más baja de la atmósfera, pero la presión atmosférica de la atmósfera del lado nocturno de Io es de dos a cuatro órdenes de magnitud menor que en su pico justo después del mediodía. ^{[ 142 ] [ 149 ]} Los componentes menores de la atmósfera de Io, comoNaCl,SO,O, yS, provienen de: desgasificación volcánica directa;fotodisociación, o descomposición química causada por la radiación ultravioleta solar, delSO₂ ; o lapulverizaciónde depósitos superficiales por partículas cargadas de la magnetosfera de Júpiter. ^{[ 145 ]}

Varios investigadores han propuesto que la atmósfera de Io se congela en la superficie cuando pasa a la sombra de Júpiter. La evidencia de esto es un "brillo posterior al eclipse", donde la luna a veces parece un poco más brillante como si estuviera cubierta de escarcha inmediatamente después del eclipse. Después de unos 15 minutos el brillo vuelve a la normalidad, presumiblemente porque la escarcha ha desaparecido por sublimación . ^{[ 150 ] [ 151 ] [ 152 ] [ 153 ]} Además de ser visto a través de telescopios terrestres, el brillo posterior al eclipse fue encontrado en longitudes de onda del infrarrojo cercano usando un instrumento a bordo de la nave espacial Cassini . ^{[ 154 ]} Más apoyo a esta idea llegó en 2013 cuando el Observatorio Gemini se usó para medir directamente el colapso de la atmósfera de SO ₂ de Io durante, y su reformación después, del eclipse con Júpiter. ^{[ 155 ] [ 156 ]}

Las imágenes de alta resolución de Io obtenidas cuando Io experimenta un eclipse revelan un brillo similar a una aurora . ^{[ 129 ]} Al igual que en la Tierra, esto se debe a la radiación de partículas que impacta la atmósfera, aunque en este caso las partículas cargadas provienen del campo magnético de Júpiter en lugar del viento solar . Las auroras generalmente ocurren cerca de los polos magnéticos de los planetas, pero las de Io son más brillantes cerca de su ecuador. Io carece de un campo magnético intrínseco propio; por lo tanto, los electrones que viajan a lo largo del campo magnético de Júpiter cerca de Io impactan directamente la atmósfera de Io. Más electrones chocan con su atmósfera, produciendo la aurora más brillante, donde las líneas de campo son tangentes a Io (es decir, cerca del ecuador), porque la columna de gas que atraviesan es la más larga allí. Se observa que las auroras asociadas con estos puntos tangentes en Io oscilan con la orientación cambiante del dipolo magnético inclinado de Júpiter . ^{[ 157 ]} También se han observado auroras más tenues de átomos de oxígeno a lo largo del limbo de Io (los brillos rojos en la imagen de la derecha) y átomos de sodio en el lado nocturno de Io (los brillos verdes en la misma imagen). ^{[ 129 ]}