Io (luna)
Io (), o Júpiter I, es la más interna y la tercera más grande de las cuatro lunas galileanas del planeta Júpiter. Ligeramente más grande que la luna de la Tierra, Ío es la cuarta luna más grande del Sistema Solar, tiene la densidad más alta de cualquier luna, la gravedad superficial más fuerte de cualquier luna y la menor cantidad de agua (por proporción atómica) de cualquier objeto astronómico conocido en el Sistema Solar. Fue descubierto en 1610 por Galileo Galilei y lleva el nombre del personaje mitológico Io, una sacerdotisa de Hera que se convirtió en una de las amantes de Zeus.
Con más de 400 volcanes activos, Ío es el objeto geológicamente más activo del Sistema Solar. Esta actividad geológica extrema es el resultado del calentamiento de las mareas por la fricción generada en el interior de Ío cuando es arrastrado entre Júpiter y las otras lunas galileanas: Europa, Ganímedes y Calisto. Varios volcanes producen columnas de azufre y dióxido de azufre que se elevan hasta 500 km (300 millas) sobre la superficie. La superficie de Io también está salpicada de más de 100 montañas que han sido levantadas por una gran compresión en la base de la corteza de silicato de Io. Algunos de estos picos son más altos que el Monte Everest, el punto más alto de la superficie de la Tierra. A diferencia de la mayoría de las lunas del Sistema Solar exterior, que están compuestas principalmente de hielo de agua, Ío 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 por extensas llanuras cubiertas por 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 pintan la superficie en varios tonos sutiles de amarillo, rojo, blanco, negro y verde, en gran parte debido a alótropos y compuestos de azufre. Numerosos y extensos flujos de lava, algunos de ellos de más de 500 kilómetros de longitud, también marcan la superficie. Los materiales producidos por este vulcanismo forman la delgada y desigual atmósfera de Io y también afectan en gran medida la naturaleza y los niveles de radiación de la extensa magnetosfera de Júpiter. Las eyecciones volcánicas de Io también producen un gran toro de plasma alrededor de Júpiter.
Io jugó un papel importante en el desarrollo de la astronomía en los siglos XVII y XVIII; Descubierto en enero de 1610 por Galileo Galilei, junto con los otros satélites galileanos, este descubrimiento impulsó la adopción del modelo copernicano del Sistema Solar, el desarrollo de las leyes del movimiento de Kepler y la primera medición de la velocidad de la luz.. Visto desde la Tierra, Ío siguió siendo sólo un punto de luz hasta finales del siglo XIX y principios del XX, cuando fue posible resolver sus características superficiales a gran escala, como las regiones polares de color rojo oscuro y las brillantes regiones ecuatoriales. En 1979, las dos naves espaciales Voyager revelaron que Ío era un mundo geológicamente activo, con numerosas características volcánicas, grandes montañas y una superficie joven sin cráteres de impacto evidentes. La nave espacial Galileo realizó varios sobrevuelos cercanos en los años 1990 y principios de los 2000, obteniendo datos sobre la estructura interior y la composición de la superficie de Ío. Estas naves espaciales también revelaron la relación entre Io y la magnetosfera de Júpiter y la existencia de un cinturón de radiación de alta energía centrado en la órbita de Io. Ío recibe alrededor de 3.600 rem (36 Sv) de radiación ionizante por día.
Cassini–Huygens ha realizado más observaciones en 2000, New Horizons en 2007 y Juno desde 2017, así como de Telescopios terrestres y el telescopio espacial Hubble.
Nomenclatura
Aunque a Simón Marius no se le atribuye el único mérito del descubrimiento de los satélites galileanos, se adoptaron sus nombres para las lunas. 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, incluido "El Mercurio de Júpiter"; y "El primero de los planetas jovianos". Basado en una sugerencia de Johannes Kepler en octubre de 1613, también ideó un esquema de nomenclatura mediante el cual cada luna llevaba el nombre de un amante del dios griego Zeus o su equivalente romano, Júpiter. Llamó a la gran luna más interna de Júpiter en honor al griego Io:
Júpiter es muy culpado por los poetas por sus amores irregulares. Tres doncellas se mencionan especialmente como habiendo sido cortes clandestinamente por Júpiter con éxito. Io, hija del río Inachus, Callisto de Lycaon, Europa de Agenor. Entonces estaba Ganymede, el apuesto hijo del rey Tros, a quien Júpiter, habiendo tomado la forma de un águila, transportado al cielo en su espalda, como los poetas fabulosamente dicen... Creo, por tanto, que no habré hecho daño si la Primera es llamada por mí Io, la Segunda Europa, la Tercera, por su majestad de luz, Ganymede, el Cuarto Callisto...
Los nombres de Marius no se adoptaron ampliamente hasta siglos después (mediados del siglo XX). En gran parte de la literatura astronómica anterior, generalmente se hacía referencia a Ío por su designación en números romanos (un sistema introducido por Galileo) como "Júpiter I", o como "el primer satélite de Júpiter".
La pronunciación inglesa habitual del nombre es, aunque a veces la gente intenta una pronunciación más 'auténtica' pronunciación,. El nombre tiene dos raíces en competencia en latín: Īō y (raramente) Īōn. Este último es la base de la forma adjetiva inglesa, jónico.
Las características de Io llevan 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. /i>: nombres apropiados a la naturaleza volcánica de la superficie. 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 elementos 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& #39;; flujo de lava), vallis ('valle'; canal de lava) y centro eruptivo activo (lugar donde la actividad de la columna fue el primer signo de actividad volcánica en un volcán en particular). Las montañas, mesetas, terrenos estratificados y volcanes en escudo con nombre incluyen los términos mons, mensa ('mesa'), planum. y tholus ('rotunda'), respectivamente. Las regiones de albedo brillante y con nombre utilizan el término regio. Ejemplos de características con nombre son Prometheus, Pan Mensa, Tvashtar Paterae y Tsũi Goab Fluctus.
Historial de observación
La primera observación de Ío fue realizada por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610 utilizando un telescopio refractor de 20 aumentos en la Universidad de Padua. Sin embargo, en esa observación, Galileo no pudo separar Ío y Europa debido a la baja potencia de su telescopio, por lo que los dos fueron registrados como un solo punto de luz. Ío 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 (utilizada como fecha del descubrimiento de Ío por la IAU). El descubrimiento de Ío y los otros satélites galileanos de Júpiter se publicó en el Sidereus Nuncius de Galileo en marzo de 1610. En su Mundus Jovialis, publicado en 1614, Simon Marius afirmó haber descubierto Ío y las otras lunas de Júpiter en 1609, una semana antes del descubrimiento de Galileo. Galileo dudó de esta afirmación y descartó el trabajo de Marius como plagio. Independientemente, la primera observación registrada de Marius se produjo el 29 de diciembre de 1609 en el calendario juliano, lo que equivale al 8 de enero de 1610 en el calendario gregoriano, que utilizó Galileo. Dado que Galileo publicó su trabajo antes que Marius, a Galileo se le atribuye el descubrimiento.
Durante los siguientes dos siglos y medio, Ío siguió siendo un punto de luz de quinta magnitud sin resolver en el estudio de los astrónomos. telescopios. Durante el siglo XVII, Io y los otros satélites galileanos sirvieron para una variedad de propósitos, incluidos los primeros métodos para determinar la longitud, validar la tercera ley del movimiento planetario de Kepler y determinar el tiempo necesario para que la luz viaje entre Júpiter y la Tierra. 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 Ío, Europa y Ganímedes. Más tarde se descubrió que esta resonancia tenía un efecto profundo en las geologías de las tres lunas.
La tecnología mejorada de los telescopios a finales del siglo XIX y XX permitió a los astrónomos resolver (es decir, ver como objetos distintos) características de la superficie a gran escala de Ío. 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 fuera en forma de huevo, como propuso en su momento el colega astrónomo William Pickering, o dos objetos separados, como propuso inicialmente Barnard. Observaciones telescópicas posteriores confirmaron las distintas regiones polares de color marrón rojizo y la banda ecuatorial de color blanco amarillento de Ío.
Las observaciones telescópicas a mediados del siglo XX comenzaron a insinuar la naturaleza inusual de Io. Las observaciones espectroscópicas sugirieron que la superficie de Ío carecía de hielo de agua (una sustancia que abunda en los otros satélites galileanos). Las mismas observaciones sugirieron una superficie dominada por evaporados compuestos de sales de sodio y azufre. Las observaciones radiotelescópicas revelaron la influencia de Ío en la magnetosfera joviana, como lo demuestran los estallidos de longitud de onda decamétricos vinculados al período orbital de Ío.
Pionero
Las primeras naves espaciales que pasaron por Ío fueron las sondas Pioneer 10 y 11 el 3 de diciembre de 1973 y el 2 de diciembre de 1974, respectivamente. El rastreo por radio proporcionó una estimación mejorada de la masa de Io, que, junto con la mejor información disponible sobre su tamaño, sugirió que tenía la mayor densidad de los satélites galileanos y que estaba compuesto principalmente de roca de silicato en lugar de hielo de agua. Los Pioneers también revelaron la presencia de una fina atmósfera y cinturones de intensa radiación cerca de la órbita de Ío. La cámara a bordo del Pioneer 11 tomó la única imagen buena de la luna obtenida por ambas naves espaciales, mostrando su región polar norte y su tinte amarillo. Se planearon imágenes en primer plano durante el encuentro con Pioneer 10', pero se perdieron. debido al ambiente de alta radiación.
Voyager
Cuando las sondas gemelas Voyager 1 y Voyager 2 pasaron por Ío en 1979, sus sistemas de imágenes más avanzados permitieron obtener imágenes mucho más detalladas. La Voyager 1 sobrevoló Io el 5 de marzo de 1979 desde una distancia de 20.600 km (12.800 mi). Las imágenes obtenidas durante la aproximación revelaron un extraño paisaje multicolor sin cráteres de impacto. Las imágenes de mayor resolución mostraron una superficie relativamente joven salpicada de hoyos de formas extrañas, montañas más altas que el Monte Everest y características que se asemejan a flujos de lava volcánica.
Poco después del encuentro, la ingeniera de navegación de la Voyager Linda A. Morabito notó una columna de humo que emanaba de la superficie en una de las imágenes. El análisis de otras imágenes de la Voyager 1 mostró nueve columnas de este tipo esparcidas por la superficie, lo que demuestra que Ío era volcánicamente activo. Esta conclusión fue predicha en un artículo publicado poco antes del encuentro con la Voyager 1 por Stan Peale, Patrick Cassen y R. T. Reynolds. Los autores calcularon que el interior de Ío debe experimentar un importante calentamiento por marea causado por su resonancia orbital con Europa y Ganímedes (consulte la sección "Calentamiento por marea" para obtener una explicación más detallada del proceso). Los datos de este sobrevuelo mostraron que la superficie de Ío está dominada por heladas de azufre y dióxido de azufre. Estos compuestos también dominan su fina atmósfera y el toro de plasma centrado en la órbita de Io (también descubierto por la Voyager).
LaVoyager 2 pasó por Io el 9 de julio de 1979 a una distancia de 1.130.000 km (700.000 mi). Aunque no se acercó tanto a la 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. Además, las observaciones de Ío en forma de media luna cuando la Voyager 2 abandonó el sistema joviano revelaron que siete de las nueve columnas observadas en marzo todavía estaban activas en julio de 1979, y sólo el volcán Pele se cerró entre sobrevuelos.
Galileo
La nave espacial Galileo llegó a Júpiter en 1995 después de 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 en los años intermedios. La ubicación de Io dentro de uno de los cinturones de radiación más intensa de Júpiter impidió un sobrevuelo cercano prolongado, pero Galileo pasó cerca poco antes de entrar en órbita para su misión principal de dos años de estudio. el 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.
A pesar de la falta de imágenes en primer plano y de los problemas mecánicos que restringieron en gran medida la cantidad de datos devueltos, se hicieron varios descubrimientos importantes durante Galileo's misión principal. 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. Durante la misión principal se adquirieron imágenes distantes de Ío en casi todas las órbitas, que revelaron un gran número de volcanes activos (tanto emisiones térmicas del magma enfriado en la superficie como columnas volcánicas), numerosas montañas con morfologías muy variables y varios cambios en la superficie que habían tenido lugar. situarse tanto entre las eras Voyager y Galileo como entre las órbitas Galileo.
La misión Galileo se amplió dos veces, en 1997 y 2000. Durante estas misiones ampliadas, 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 durante estos encuentros revelaron los procesos geológicos que ocurren en los volcanes y montañas de Io, excluyeron la presencia de un campo magnético y demostraron el alcance de la actividad volcánica.
Cassini
En diciembre de 2000, la nave espacial Cassini tuvo un breve y distante encuentro con el sistema joviano en ruta hacia Saturno, lo que permitió realizar observaciones conjuntas con Galileo. Estas observaciones revelaron una nueva columna de humo en Tvashtar Paterae y proporcionaron información sobre las auroras de Io.
Nuevos horizontes
La nave espacial New Horizons, en ruta hacia Plutón y el cinturón de Kuiper, sobrevoló el sistema joviano e Ío el 28 de febrero de 2007. Durante el encuentro, se obtuvieron numerosas observaciones lejanas de Ío. Estas incluyeron imágenes de una gran columna de humo en Tvashtar, que proporcionaron las primeras observaciones detalladas de la clase más grande de columna volcánica jónica desde las observaciones de la columna de Pele en 1979. New Horizons también capturó imágenes de un volcán cerca de Girru Patera en las primeras etapas de una erupción, y varias erupciones volcánicas que han ocurrido desde Galileo.
Juno
()Juno; 31 de julio 2023)
La nave espacial Juno fue lanzada en 2011 y entró en órbita alrededor de Júpiter el 5 de julio de 2016. Juno' se centra principalmente en mejorar nuestra comprensión del interior, el campo magnético, las auroras y la atmósfera polar de Júpiter. La órbita de 54 días de Juno' está muy inclinada y es muy excéntrica para mejorar caracterizar 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. Durante su misión principal, que duró hasta junio de 2021, el acercamiento más cercano de Juno' a Io ocurrió durante Perijove 25 el 17 de febrero de 2020, a una distancia de 195.000 kilómetros, adquiriendo espectrometría de infrarrojo cercano con JIRAM mientras Io estaba a la sombra de Júpiter. En enero de 2021, la NASA extendió oficialmente la misión Juno hasta septiembre de 2025. Mientras que Juno' La órbita altamente inclinada de Júpiter mantiene a la nave espacial fuera de los planos orbitales de Ío y de las otras lunas principales de Júpiter, su órbita ha estado precediendo de modo que su punto de aproximación más cercano a Júpiter está en latitudes crecientes y el nodo ascendente de su órbita se está acercando a Júpiter con cada órbita. Esta evolución orbital permitirá a Juno realizar una serie de encuentros cercanos con los satélites galileanos durante la misión extendida. Se planean dos encuentros cercanos con Io para la misión extendida de Juno' el 30 de diciembre de 2023 y 3 de febrero de 2024, ambos con altitudes de 1.500 kilómetros. También están previstos nueve encuentros adicionales con altitudes entre 11.500 y 94.000 kilómetros entre julio de 2022 y mayo de 2025. El objetivo principal de estos encuentros será mejorar nuestra comprensión del campo gravitatorio de Ío mediante el seguimiento Doppler y obtener imágenes de Ío. s para buscar cambios en la superficie desde que Io fue visto de cerca por última vez en 2007.
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 generador de imágenes en el infrarrojo cercano. para monitorear las emisiones térmicas de los volcanes de Ío. La espectroscopía de infrarrojo cercano JIRAM ha permitido hasta ahora mapear de forma aproximada la escarcha de dióxido de azufre en la superficie de Io, así como mapear componentes menores de la superficie que absorben débilmente la luz solar a 2,1 y 2,65 µm.
Misiones futuras
Hay dos próximas misiones planeadas para el sistema joviano. El Júpiter Icy Moon Explorer (JUICE) es una misión planificada de la Agencia Espacial Europea al sistema joviano que está destinada a terminar en la órbita de Ganímedes. JUICE se lanzó en abril de 2023 y su llegada a Júpiter está prevista para julio de 2031. JUICE no pasará por Io, pero utilizará sus instrumentos, como una cámara de ángulo estrecho, para monitorear la actividad volcánica de Io y medir su superficie. composición durante la fase de gira de dos años por Júpiter de la misión antes de la inserción en la órbita de Ganímedes. Europa Clipper es una misión planificada de la NASA al sistema joviano centrada en Europa, la luna de Júpiter. Al igual que JUICE, Europa Clipper no realizará ningún sobrevuelo de Io, pero es probable que realice un seguimiento de volcanes distantes. Europa Clipper tiene un lanzamiento previsto para 2024 y una llegada a Júpiter en 2030.
El Io Volcano Observer (IVO) fue una propuesta a la NASA para una misión de clase Discovery de bajo costo seleccionada para un estudio de Fase A junto con otras tres misiones en 2020. IVO se lanzaría en enero de 2029 y realizará diez sobrevuelos de Io mientras esté en órbita alrededor de Júpiter a principios de la década de 2030. Sin embargo, las misiones a Venus DAVINCI+ y VERITAS fueron seleccionadas a favor de ellas.
Órbita y rotación
Io orbita a Júpiter a una distancia de 421.700 km (262.000 millas) del centro de Júpiter y a 350.000 km (217.000 millas) de las cimas 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, Ío es la quinta luna que sale de Júpiter. A Io le toma alrededor de 42,5 horas (1,77 días) completar una órbita alrededor de Júpiter (lo suficientemente rápido como para poder observar su movimiento durante una sola noche de observación). Io está en una resonancia orbital de movimiento medio de 2:1 con Europa y 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 una completada por Ganímedes. Esta resonancia ayuda a mantener la excentricidad orbital de Io (0,0041), que a su vez proporciona la principal fuente de calor para su actividad geológica. Sin esta excentricidad forzada, la órbita de Io circularía a través de la disipación de las mareas, lo que conduciría a un mundo geológicamente menos activo.
Al igual que los otros satélites galileanos y la Luna, Ío gira sincrónicamente con su período orbital, manteniendo una cara casi apuntando hacia Júpiter. Esta sincronía proporciona la definición del sistema de longitud de Io. El primer meridiano de Ío cruza el ecuador en el punto subjoviano. El lado de Ío que siempre mira hacia Júpiter se conoce como hemisferio subjoviano, mientras que el lado que siempre mira hacia afuera 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 principal, mientras que el lado que siempre mira en la dirección opuesta se conoce como hemisferio posterior.
Desde la superficie de Ío, Júpiter subtendería un arco de 19,5°, haciendo que Júpiter pareciera 39 veces el diámetro aparente de la Luna de la Tierra.
Interacción con la magnetosfera de Júpiter
Io juega un papel importante 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. La magnetosfera de Júpiter barre gases y polvo de la delgada atmósfera de Io a una velocidad de 1 tonelada por segundo. Este material está compuesto mayoritariamente por azufre, oxígeno y cloro ionizados y atómicos; sodio y potasio atómicos; dióxido de azufre molecular y azufre; y polvo de cloruro de sodio. Estos materiales se originan a partir de la actividad volcánica de Ío, y el material que escapa al campo magnético de Júpiter y al espacio interplanetario proviene directamente de la atmósfera de Ío. Estos materiales, dependiendo de su estado ionizado y composición, terminan en varias nubes neutras (no ionizadas) y cinturones de radiación en la magnetosfera de Júpiter y, en algunos casos, eventualmente son expulsados del sistema joviano.
(artículos; 15 de julio de 2021)
Rodeando a Io (a una distancia de hasta seis radios de Io desde su superficie) hay una nube de átomos neutros de azufre, oxígeno, sodio y potasio. Estas partículas se originan en la atmósfera superior de Io y son excitadas por colisiones con iones en el toro de plasma (que se analiza más adelante) y por otros procesos para llenar la esfera de Hill de Io, que es la región donde se originan las partículas de Io. La gravedad es dominante sobre la de Júpiter. Parte de este material escapa a la atracción gravitacional de Io y entra en órbita alrededor de Júpiter. Durante un período de 20 horas, estas partículas se dispersaron desde Ío para formar una nube neutra con forma de plátano que puede alcanzar hasta seis radios jovianos desde Ío, ya sea dentro y delante de la órbita de Ío o fuera de Ío. 39;s órbita y detrás de ella. El proceso de colisión que excita estas partículas también proporciona ocasionalmente un electrón a los iones de sodio en el toro del plasma, eliminando esos nuevos átomos "rápidos" que se encuentran en el interior del plasma. neutrales del toroide. 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 expulsadas en chorros que se alejan de Io.
Io orbita dentro de un cinturón de intensa radiación conocido como 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 de la "nube" que rodean a Io son ionizados y transportados por la magnetosfera joviana. A diferencia de las partículas de la nube neutra, estas partículas co-rotan con la magnetosfera de Júpiter, girando alrededor de Júpiter a 74 km/s. Como el resto del campo magnético de Júpiter, el toro de plasma está inclinado con respecto al ecuador de Júpiter (y al plano orbital de Io), de modo que Io está a veces por debajo y otras por encima del núcleo del toro de plasma. Como se señaló anteriormente, estos iones' Los niveles más altos de velocidad y energía son en parte responsables de la eliminación de átomos y moléculas neutros de la atmósfera de Io y de nubes neutras más extendidas. El toroide se compone de tres secciones: una exterior, "cálida" toro que reside justo fuera de la órbita de Io; una región extendida verticalmente conocida como "cinta", compuesta por la región fuente neutra y plasma enfriado, ubicada aproximadamente a la distancia de Io de Júpiter; y un interior "frío" toro, compuesto de partículas que giran lentamente en espiral hacia Júpiter. Después de residir un promedio de 40 días en el toroide, las partículas en la zona "cálida" Los toros escapan y son parcialmente responsables de la inusualmente grande magnetosfera de Júpiter, cuya presión hacia afuera la infla desde adentro. New Horizons ha detectado partículas de Io, detectadas como variaciones en el plasma magnetosférico, en lo más profundo de la larga cola magnética. Para estudiar variaciones similares dentro del toro de plasma, los investigadores midieron la luz ultravioleta que emite. Aunque tales variaciones no se han relacionado definitivamente con variaciones en la actividad volcánica de Io (la fuente principal de material en el toro de plasma), este vínculo se ha establecido en la nube neutra de sodio.
Durante un encuentro con Júpiter en 1992, la nave espacial Ulysses detectó una corriente de partículas del tamaño de polvo que eran expulsadas del sistema joviano. El polvo de estas corrientes discretas se aleja de Júpiter a velocidades superiores a varios cientos de kilómetros por segundo, tiene un tamaño de partícula promedio de 10 μm y está compuesto principalmente de cloruro de sodio. Las mediciones de polvo realizadas por Galileo mostraron que estas corrientes de polvo se originaron en Ío, pero se desconoce exactamente cómo se forman, ya sea por la actividad volcánica de Ío o por el material removido de la superficie.
El campo magnético de Júpiter, que cruza Io, acopla la atmósfera y la nube neutra de Io con la atmósfera superior polar de Júpiter generando una corriente eléctrica conocida como tubo de flujo de Io. Esta corriente produce un brillo auroral en las regiones polares de Júpiter conocido como 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 Ío 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 Ío es visible, las señales de radio de Júpiter aumentan considerablemente. La misión Juno, actualmente en órbita alrededor de Júpiter, debería ayudar a arrojar luz sobre estos procesos. Las líneas del campo magnético joviano que pasan por la ionosfera de Ío también inducen una corriente eléctrica, que a su vez crea un campo magnético inducido dentro del interior de Ío. Se cree que el campo magnético inducido de Ío se genera dentro de un océano de magma de silicato parcialmente fundido a 50 kilómetros debajo de la superficie de Ío. Galileo encontró campos inducidos similares en otros satélites galileanos, posiblemente generados dentro de océanos de agua líquida en el interior de esas lunas.
Geología
Io es ligeramente más grande que la Luna de la Tierra. Tiene un radio medio de 1.821,3 km (1.131,7 mi) (aproximadamente un 5% mayor que el de la Luna) y una masa de 8,9319×10< sup>22 kg (aproximadamente un 21 % más que los de la Luna). Tiene forma de elipsoide ligero, con su eje más largo dirigido hacia Júpiter. Entre los satélites galileanos, tanto en masa como en volumen, Ío está detrás de Ganímedes y Calisto, pero por delante de Europa.
Interior
Compuestos principalmente de roca de silicato y hierro, Io y Europa tienen una composición mayoritaria más cercana a los planetas terrestres que a otros satélites del Sistema Solar exterior, que están compuestos principalmente por una mezcla de hielo de agua y silicatos. Io tiene una densidad de 3,5275 g/cm3, la más alta de cualquier luna regular del Sistema Solar; significativamente mayor que la de los otros satélites galileanos (Ganímedes y Calisto en particular, cuyas densidades rondan 1,9 g/cm 3) y ligeramente superior (~5,5%) que el de la Luna. 3,344 g/cm3 y 2,989 g/ cm3. Los modelos basados en las mediciones de la Voyager y Galileo de la masa, el radio y los coeficientes gravitacionales del cuadrupolo de Io (valores numéricos relacionados con cómo se distribuye la masa dentro de un objeto) sugieren que su interior se diferencia entre una corteza y manto ricos en silicatos y un núcleo rico en hierro o sulfuros de hierro. El núcleo metálico de Io constituye aproximadamente el 20% de su masa. Dependiendo de la cantidad de azufre en el núcleo, el núcleo tiene un radio de entre 350 y 650 km (220 a 400 millas) si está compuesto casi exclusivamente de hierro, o entre 550 y 900 km (340 a 560 millas) para un núcleo. compuesto por una mezcla de hierro y azufre. El magnetómetro de Galileo no pudo detectar un campo magnético interno e intrínseco en Io, lo que sugiere que el núcleo no está convectivo.
El modelado de la composición interior de Ío sugiere que el manto está compuesto por al menos un 75 % del mineral rico en magnesio forsterita y tiene una composición en masa similar a la de los meteoritos de condrita L y condrita LL, con mayor contenido de hierro (en comparación con el silicio) que la Luna o la Tierra, pero menor que el de Marte. Para sustentar el flujo de calor observado en Io, es posible que entre el 10% y el 20% del manto de Io esté fundido, aunque las regiones donde se ha observado vulcanismo de alta temperatura pueden tener fracciones de fusión más altas. Sin embargo, un nuevo análisis de los datos del magnetómetro Galileo en 2009 reveló la presencia de un campo magnético inducido en Io, que requería un océano de magma a 50 km (31 millas) debajo de la superficie. Análisis adicionales publicados en 2011 proporcionaron evidencia directa de tal océano. Se estima que esta capa tiene 50 km de espesor y constituye aproximadamente el 10% del manto de Io. Se estima que la temperatura en el océano de magma alcanza los 1.200 °C. No se sabe si el porcentaje de fusión parcial del 10-20% del manto de Io es consistente con el requerimiento de una cantidad significativa de silicatos fundidos en este posible océano de magma. La litosfera de Io, compuesta de basalto y azufre depositados por el extenso vulcanismo de Io, tiene al menos 12 km (7,5 millas) de espesor, y probablemente menos de 40 km (25 millas) de espesor.
Calentamiento mareal
A diferencia de la Tierra y la Luna, la principal fuente de calor interno de Ío proviene de la disipación de las mareas en lugar de la desintegración de isótopos radiactivos, resultado de la resonancia orbital de Ío con Europa y Ganímedes. Dicho calentamiento depende de la distancia de Io a Júpiter, su excentricidad orbital, la composición de su interior y su estado físico. Su resonancia de Laplace con Europa y Ganímedes mantiene la excentricidad de Ío y evita que la disipación de marea dentro de Ío circule su órbita. La órbita resonante también ayuda a mantener la distancia de Io con Júpiter; de lo contrario, las mareas elevadas en Júpiter provocarían que Ío se alejara lentamente en espiral de su planeta padre. Las fuerzas de marea experimentadas por Io son aproximadamente 20.000 veces más fuertes que las fuerzas de marea que experimenta la Tierra debido a la Luna, y las diferencias verticales en su abultamiento de marea, entre los momentos en que Io está en periapsis y apoapsis en su órbita, podrían ser tanto como 100 m (330 pies). La fricción o disipación de marea producida en el interior de Io debido a esta atracción de marea variable, que, sin la órbita resonante, habría entrado en una órbita circular de Io, crea un calentamiento de marea significativo dentro de Io. interior, derritiendo una cantidad significativa del manto y el núcleo de Io. La cantidad de energía producida es hasta 200 veces mayor que la producida únicamente por la desintegración radiactiva. Este calor se libera en forma de actividad volcánica, generando el alto flujo de calor observado (total global: 0,6 a 1,6×1014 W). Los modelos de su órbita sugieren que la cantidad de calentamiento por marea dentro de Io cambia con el tiempo; sin embargo, la cantidad actual de disipación de marea es consistente con el flujo de calor observado. Los modelos de calentamiento y convección de las mareas no han encontrado perfiles consistentes de viscosidad planetaria que coincidan simultáneamente con la disipación de energía de las mareas y la convección del calor del manto a la superficie.
Aunque existe un acuerdo general de que el origen del calor que se manifiesta en los numerosos volcanes de Ío es el calentamiento de las mareas debido a la atracción de la gravedad de Júpiter y su luna Europa, los volcanes no están en las posiciones previstas con el calentamiento de las mareas.. Están desplazados entre 30 y 60 grados hacia el este. Un estudio publicado por Tyler et al. (2015) sugiere que este desplazamiento hacia el este puede ser causado por un océano de roca fundida bajo la superficie. El movimiento de este magma generaría calor extra por fricción debido a su viscosidad. Los autores del estudio creen que este océano subterráneo es una mezcla de roca sólida y fundida.
Otras lunas del Sistema Solar también se calientan con las mareas, y también pueden generar calor adicional a través de la fricción del magma subterráneo o de los océanos de agua. Esta capacidad de generar calor en un océano subterráneo aumenta las posibilidades de vida en cuerpos como Europa y Encelado.
Superficie
Basándose en su experiencia con las antiguas superficies de la Luna, Marte y Mercurio, los científicos esperaban ver numerosos cráteres de impacto en la Voyager 1's primeras imágenes de Io. La densidad de los cráteres de impacto en la superficie de Ío habría dado pistas sobre la edad de Ío. Sin embargo, se sorprendieron al descubrir que la superficie carecía casi por completo de cráteres de impacto, sino que estaba cubierta de llanuras suaves salpicadas de altas montañas, pozos de diversas formas y tamaños y flujos de lava volcánica. En comparación con la mayoría de los mundos observados hasta ese momento, la superficie de Io estaba cubierta por una variedad de materiales coloridos (lo que lleva a comparar a Io con una naranja podrida o con una pizza) de varios compuestos sulfurosos. La falta de cráteres de impacto indicó que la superficie de Ío es geológicamente joven, como la superficie terrestre; Los materiales volcánicos entierran continuamente los cráteres a medida que se producen. Este resultado se confirmó espectacularmente cuando la Voyager 1 observó al menos nueve volcanes activos.
Composición de la superficie
La apariencia colorida de Io es el resultado de los materiales depositados por su extenso vulcanismo, incluidos silicatos (como el ortopiroxeno), azufre y dióxido de azufre. La escarcha de dióxido de azufre está omnipresente en toda la superficie de Ío y forma grandes regiones cubiertas de materiales blancos o grises. El azufre también se ve en muchos lugares de Ío, formando regiones de color amarillo a amarillo verdoso. El azufre depositado en las regiones polares y de latitud media a menudo resulta dañado por la radiación, rompiendo el azufre cíclico de 8 cadenas, normalmente estable. Este daño por radiación produce las regiones polares de color marrón rojizo.
El vulcanismo explosivo, que a menudo toma la forma de columnas en forma de paraguas, pinta la superficie con materiales sulfurosos y silicatos. Los depósitos de penachos en Io suelen ser de color rojo o blanco dependiendo de la cantidad de azufre y dióxido de azufre en el penacho. Generalmente, las columnas formadas en las chimeneas volcánicas a partir de lava desgasificada contienen una mayor cantidad de S2, lo que produce un color rojo. "fanático" depósito o, en casos extremos, grandes anillos rojos (que a menudo alcanzan más de 450 km o 280 mi desde el respiradero central). Un ejemplo destacado de depósito de penacho 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 quizás cloruro de sulfurilo. Las columnas formadas en los márgenes de los flujos de lava de silicato (mediante la interacción de la lava y los depósitos preexistentes de azufre y dióxido de azufre) producen depósitos blancos o grises.
El mapeo de composición 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. Ío tiene la menor cantidad de agua de cualquier cuerpo conocido en el Sistema Solar. Esta falta de agua probablemente se deba a que Júpiter estaba lo suficientemente caliente en las primeras etapas de la evolución del Sistema Solar como para expulsar materiales volátiles como el agua en las cercanías de Ío, pero no lo suficientemente caliente como para hacerlo más lejos.
Vulcanismo
El calentamiento de las mareas 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. Durante una erupción importante, se pueden producir flujos de lava de decenas o incluso cientos de kilómetros de largo, compuestos principalmente de lavas de silicato basáltico con composiciones máficas o ultramáficas (ricas en magnesio). Como subproducto de esta actividad, azufre, gas dióxido de azufre y material piroclástico de silicato (como cenizas) son lanzados hasta 200 km (120 millas) en el espacio, produciendo grandes columnas en forma de paraguas que tiñen el terreno circundante de rojo. blanco y negro, y proporciona material para la atmósfera irregular de Ío y la extensa magnetosfera de Júpiter.
La superficie de Io está salpicada de depresiones volcánicas conocidas como paterae que generalmente tienen pisos planos delimitados por paredes empinadas. Estas características se asemejan a las calderas terrestres, pero se desconoce si se producen por colapso sobre una cámara de lava vacía como sus primos terrestres. Una hipótesis sugiere que estas características se producen a través de la exhumación de alféizares volcánicos, y el material suprayacente es destruido o integrado en el alféizar. Se han mapeado ejemplos de páterae en diversas etapas de exhumación utilizando imágenes de Galileo de la región Chaac-Camaxtli. A diferencia de características similares en la Tierra y Marte, estas depresiones generalmente no se encuentran en la cima de volcanes en escudo y normalmente son más grandes, con un diámetro promedio de 41 km (25 millas), siendo la más grande Loki Patera con 202 km (126 millas). Loki también es consistentemente el volcán más fuerte de Ío y contribuye en promedio con el 25% de la producción de calor global de Ío. Cualquiera que sea el mecanismo de formación, la morfología y distribución de muchas páteras sugieren que estas características están controladas estructuralmente, con al menos la mitad delimitadas por fallas o montañas. Estas características son a menudo el lugar de erupciones volcánicas, ya sea por flujos de lava que se extienden por los pisos de las páterae, como en una erupción en Gish Bar Patera en 2001, o en forma de un lago de lava. Los lagos de lava en Io tienen una corteza de lava que se revuelve continuamente, como en Pele, o una corteza que se revuelve episódicamente, como en Loki.
(12/14/2022/izquierda y 03/01/2023)
Los flujos de lava representan otro terreno volcánico importante en Ío. El magma brota a la superficie desde respiraderos en el suelo de las páteras o en las llanuras a partir de fisuras, produciendo flujos de lava compuestos e inflados similares a los observados en Kilauea en Hawaii. Imágenes de la nave espacial Galileo revelaron que muchos de los principales flujos de lava de Io, como los de Prometheus y Amirani, son producidos por la acumulación de pequeños brotes de flujos de lava sobre flujos más antiguos.. También se han observado mayores brotes de lava en Ío. Por ejemplo, el borde de ataque del flujo Prometheus se movió de 75 a 95 km (47 a 59 mi) entre la Voyager en 1979 y las primeras observaciones de Galileo en 1996. Una gran erupción en 1997 produjo más de 3.500 km2 (1.400 sq mi) de lava fresca e inundó el suelo del adyacente Pillan Patera.
El análisis de las imágenes de la Voyager llevó a los científicos a creer que estos flujos estaban compuestos principalmente por varios 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. Esta hipótesis se basa en mediciones de temperatura de los "puntos calientes" de Io, o lugares de emisión térmica, que sugieren temperaturas de al menos 1.300 K y algunas de hasta 1.600 K. Las estimaciones iniciales sugieren que las temperaturas de erupción se aproximan Desde entonces, se ha demostrado que 2000 K son sobreestimaciones porque se utilizaron modelos térmicos incorrectos para modelar las temperaturas.
El descubrimiento de columnas de humo en los volcanes Pele y Loki fueron la primera señal de que Ío está geológicamente activo. 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 en forma de paraguas. El material adicional que podría encontrarse en estas columnas volcánicas incluye sodio, potasio y cloro. Estas columnas parecen formarse de dos maneras. Las columnas más grandes de Io, como las emitidas por Pele, se crean cuando se libera azufre y dióxido de azufre disueltos del magma en erupción en respiraderos volcánicos o lagos de lava, a menudo arrastrando consigo material piroclástico de silicato. Estas columnas forman depósitos rojos (del azufre de cadena corta) y negros (de los piroclásticos de silicato) en la superficie. Las columnas formadas de esta manera se encuentran entre las más grandes observadas en Io y forman anillos rojos de más de 1.000 km (620 millas) de diámetro. Ejemplos de este tipo de penacho 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 penacho suele formar depósitos circulares brillantes compuestos de dióxido de azufre. Estas columnas suelen tener menos de 100 km (62 millas) de altura y se encuentran entre las más longevas de Io. Los ejemplos incluyen Prometeo, Amirani y Masubi. Los compuestos sulfurosos que hicieron erupción se concentran en la corteza superior debido a una disminución de la solubilidad del azufre a mayores profundidades en la litosfera de Io y pueden ser un determinante para el estilo de erupción de un punto caliente.
Montañas
Io tiene entre 100 y 150 montañas. Estas estructuras tienen un promedio de 6 km (3,7 mi) de altura y alcanzan un máximo de 17,5 ± 1,5 km (10,9 ± 0,9 mi) en el sur de Boösaule Montes. Las montañas a menudo aparecen como estructuras grandes (la montaña promedio tiene 157 km o 98 mi de largo) y aisladas sin patrones tectónicos globales aparentes delineados, en contraste con el caso de la Tierra. Para soportar la tremenda topografía observada en estas montañas se requieren composiciones que consistan principalmente en roca de silicato, a diferencia de azufre.
A pesar del extenso vulcanismo que le da a Io su apariencia distintiva, casi todas sus montañas son estructuras tectónicas y no son producidas por volcanes. En cambio, la mayoría de las montañas jónicas se forman como resultado de tensiones de compresión en la base de la litosfera, que elevan y a menudo inclinan trozos de la corteza de Io a través de fallas de empuje. Las tensiones de compresión que conducen a la formación de montañas son el resultado del hundimiento debido al entierro continuo de materiales volcánicos. La distribución global de las montañas parece ser opuesta a la de las estructuras volcánicas; las montañas dominan las zonas con menos volcanes y viceversa. Esto sugiere regiones a gran escala en la litosfera de Io donde dominan la compresión (que apoya la formación de montañas) y la extensión (que apoya la formación de pátera). Sin embargo, a nivel local, las montañas y las páteras suelen lindar entre sí, lo que sugiere que el magma a menudo aprovecha las fallas formadas durante la formación de las montañas para llegar a la superficie.
Las montañas de Io (generalmente, estructuras que se elevan sobre las llanuras circundantes) tienen una variedad de morfologías. Las mesetas son las más comunes. Estas estructuras se asemejan a grandes mesas de cima plana con superficies rugosas. Otras montañas parecen ser bloques de corteza inclinados, con una pendiente poco profunda desde la superficie anteriormente plana y una pendiente pronunciada que consiste en materiales anteriormente subterráneos levantados por tensiones de compresión. Ambos tipos de montañas suelen tener escarpadas pronunciadas a lo largo de uno o más márgenes. Sólo un puñado de montañas en Ío parecen tener un origen volcánico. Estas montañas se asemejan a pequeños volcanes en escudo, con pendientes pronunciadas (6 a 7°) cerca de una pequeña caldera central y pendientes poco profundas a lo largo de sus márgenes. Estas montañas volcánicas suelen ser más pequeñas que la montaña promedio de Io, con un promedio de sólo 1 a 2 km (0,6 a 1,2 millas) de altura y de 40 a 60 km (25 a 37 millas) de ancho. Otros volcanes en escudo con pendientes mucho menos profundas se infieren de la morfología de varios de los volcanes de Io, donde los flujos delgados irradian desde una pátera central, como en Ra Patera.
Casi todas las montañas parecen estar en algún estado de degradación. Los grandes depósitos de deslizamientos de tierra son comunes en la base de las montañas jónicas, lo que sugiere que el desgaste masivo es la principal forma de degradación. Los márgenes festoneados son comunes entre las mesas y mesetas de Io, como 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.
Ambiente
Io tiene una atmósfera extremadamente delgada que consiste principalmente en dióxido de azufre (SO
>2), con componentes menores que incluyen monóxido de azufre (SO), cloruro de sodio (NaCl) y azufre y oxígeno atómicos. La atmósfera tiene variaciones significativas en densidad y temperatura con la hora del día, la latitud, la actividad volcánica y la abundancia de heladas en la superficie. La presión atmosférica máxima en Io oscila entre 3,3 × 10−5 a 3 × 10−4 pascales (Pa) o 0,3 a 3 nbar, vista espacialmente en Io' s hemisferio anti-Júpiter y a lo largo del ecuador, y temporalmente a primera hora de la tarde, cuando la temperatura de las heladas superficiales alcanza su punto máximo. También se han observado picos localizados en columnas volcánicas, con presiones de 5 × 10−4 a 40 × 10−4 Pa (de 5 a 40 nbar). La presión atmosférica de Io es más baja en el lado nocturno de Io, donde la presión desciende de 0,1 × 10−7 a 1 × 10−7 Pa (0,0001 a 0,001 nbar). La temperatura atmosférica de Io varía desde la temperatura de la superficie en altitudes bajas, donde el dióxido de azufre está en equilibrio de presión de vapor con la escarcha en la superficie, hasta 1.800 K en altitudes más altas donde la menor densidad atmosférica permite el calentamiento del plasma en Io. toro de plasma y del calentamiento Joule del tubo de flujo de Io. La baja presión limita el efecto de la atmósfera en la superficie, excepto para redistribuir temporalmente el dióxido de azufre de áreas ricas en heladas a áreas pobres en heladas, y para expandir el tamaño de los anillos de depósito de la columna cuando el material de la columna vuelve a entrar en la atmósfera más espesa del lado diurno.. La delgada atmósfera jónica también significa que cualquier futura sonda de aterrizaje enviada para investigar Io no necesitará estar encerrada en un escudo térmico estilo aeroshell, sino que requerirá retropropulsores para un aterrizaje suave. La delgada atmósfera también requiere un módulo de aterrizaje resistente capaz de soportar la fuerte radiación joviana, que una atmósfera más espesa atenuaría.
El gas en la atmósfera de Io es arrastrado por la magnetosfera de Júpiter, escapando a la nube neutra que rodea a Io o al toro de plasma de Io, un anillo de partículas ionizadas que comparte la órbita de Io. pero co-rota con la magnetosfera de Júpiter. Cada segundo se elimina de la atmósfera aproximadamente una tonelada de material a través de este proceso, por lo que debe reponerse constantemente. La fuente más dramática de SO
2 son columnas volcánicas que bombean 10< abarcan data-sort-value="7000400000000000000♠">4 kg de dióxido de azufre por segundo en la atmósfera de Io en promedio, aunque la mayor parte se condensa nuevamente en la superficie. Gran parte del dióxido de azufre en la atmósfera de Ío se sustenta mediante la sublimación impulsada por la luz solar de SO
2 congelado en la superficie. La atmósfera diurna se limita en gran medida a 40° del ecuador, donde la superficie es más cálida y residen las columnas volcánicas más activas. Una atmósfera impulsada por la sublimación también es consistente con las observaciones de que la atmósfera de Ío es más densa en el hemisferio anti-Júpiter, donde SO
>2< /span> las heladas son más abundantes y más densas cuando Ío está más cerca del Sol. Sin embargo, se requieren algunas contribuciones de las columnas volcánicas, ya que las densidades más altas observadas se han observado cerca de los respiraderos volcánicos. Debido a que la densidad del dióxido de azufre en la atmósfera está directamente relacionada con la temperatura de la superficie, la atmósfera de Ío colapsa parcialmente durante la noche, o cuando Io está a la sombra de Júpiter (con una caída de ~80% en la densidad de la columna). El colapso durante el eclipse está limitado en cierta medida por la formación de una capa de difusión de monóxido de azufre en la porción más baja de la atmósfera, pero la presión atmosférica de la atmósfera nocturna de Io es de dos a cuatro órdenes de magnitud menor que en su pico justo Pasado mediodía. Los componentes menores de la atmósfera de Io, como NaCl, SO, O y S se derivan de: desgasificación volcánica directa; fotodisociación o degradación química causada por la radiación ultravioleta solar, de SO
2; o el chisporroteo de depósitos superficiales por partículas cargadas de la magnetosfera de Júpiter.
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 post-eclipse", donde la luna a veces aparece 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, probablemente porque la escarcha ha desaparecido por sublimación. Además de ser visto a través de telescopios terrestres, el brillo posterior al eclipse se encontró en longitudes de onda del infrarrojo cercano utilizando un instrumento a bordo de la nave espacial Cassini. Esta idea recibió más apoyo en 2013, cuando se utilizó el Observatorio Gemini para medir directamente el colapso del SO2 atmósfera durante y su reformación después del eclipse con Júpiter.
Las imágenes de alta resolución de Io adquiridas cuando Io está experimentando un eclipse revelan un brillo similar a una aurora. Al igual que en la Tierra, esto se debe a la radiación de partículas que golpean la atmósfera, aunque en este caso las partículas cargadas provienen del campo magnético de Júpiter y no del viento solar. Las auroras suelen aparecer 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 en 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 se balancean con la orientación cambiante del dipolo magnético inclinado de Júpiter. También se han observado auroras más tenues provenientes de átomos de oxígeno a lo largo de la extremidad de Ío (el rojo brilla en la imagen de la derecha) y átomos de sodio en el lado nocturno de Ío (el verde brilla en la misma imagen).
Galería
![Io, as imaged by Pioneer 11 from a distance of 756,000 km (470,000 miles) with a resolution of 357 km/pixel (2 December 1974)[146]](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/03/Pioneer11_Io.gif/150px-Pioneer11_Io.gif)
Io, a imagen de Pioneer 11 desde una distancia de 756.000 km (470.000 millas) con una resolución de 357 km/pixel
(2 de diciembre de 1974)
Otra imagen de Io por Pioneer 11.
Io, según consta en JunoCam
(2 de septiembre de 2017)
Io, visto por JunoCam
(15 de octubre de 2023)
Varios volcanes
Io, visto por JunoCam
(15 de octubre de 2023)
Cláusula volcánica
![Io, as imaged by Pioneer 11 from a distance of 756,000 km (470,000 miles) with a resolution of 357 km/pixel (2 December 1974)[146]](https://en.wikipedia.org/wiki/File:Pioneer11_Io.gif)
