La exploración de Ío , la luna galileana más interna de Júpiter y la tercera luna más grande, comenzó con su descubrimiento en 1610 y continúa hoy con observaciones desde la Tierra y visitas de naves espaciales al sistema de Júpiter. El astrónomo italiano Galileo Galilei fue el primero en registrar una observación de Ío el 8 de enero de 1610, aunque es posible que Simón Marius también haya observado Ío aproximadamente al mismo tiempo. Durante el siglo XVII, las observaciones de Io y otros satélites galileanos ayudaron a los cartógrafos y topógrafos a medir la longitud , a validar la tercera ley del movimiento planetario de Kepler y a medir la velocidad de la luz . [1] Basándose en las efemérides producidas por el astrónomo Giovanni Cassini y otros, Pierre-Simon Laplace creó una teoría matemática para explicar las órbitas resonantes de tres de las lunas de Júpiter, Io, Europa y Ganímedes . [1] Más tarde se descubrió que esta resonancia tenía un efecto profundo en las geologías de estas lunas. La tecnología mejorada de los telescopios a finales del siglo XIX y XX permitió a los astrónomos resolver características de la superficie a gran escala de Io, así como estimar su diámetro y masa.
La llegada de los vuelos espaciales no tripulados en las décadas de 1950 y 1960 brindó la oportunidad de observar Ío de cerca. En la década de 1960 se descubrió el efecto de la luna sobre el campo magnético de Júpiter . [1] Los sobrevuelos de las dos sondas Pioneer , Pioneer 10 y 11 en 1973 y 1974, proporcionaron la primera medición precisa de la masa y el tamaño de Io. Los datos de los Pioneer también revelaron un intenso cinturón de radiación cerca de Ío y sugirieron la presencia de una atmósfera . [1] En 1979, las dos naves espaciales Voyager volaron a través del sistema de Júpiter. La Voyager 1 , durante su encuentro en marzo de 1979, observó vulcanismo activo en Ío por primera vez y cartografió su superficie con gran detalle, particularmente el lado que mira a Júpiter. Las Voyager observaron el toro de plasma de Io y el dióxido de azufre de Io ( SO
2) atmósfera por primera vez. [1] La NASA lanzó la nave espacial Galileo en 1989, que entró en la órbita de Júpiter en diciembre de 1995. Galileo permitió un estudio detallado tanto del planeta como de sus satélites, incluidos seis sobrevuelos de Io entre finales de 1999 y principios de 2002 que proporcionaron imágenes y espectros de alta resolución. de la superficie de Io, confirmando la presencia de vulcanismo de silicato de alta temperatura en Io. Las observaciones distantes de Galileo permitieron a los científicos planetarios estudiar los cambios en la superficie que resultaron del vulcanismo activo de la luna. [2]
En 2016, Juno llegó a Júpiter y, si bien la misión fue diseñada para estudiar la atmósfera y el interior de Júpiter, realizó varias observaciones distantes de Io utilizando su telescopio de luz visible, JunoCAM, y su espectrómetro e generador de imágenes en el infrarrojo cercano, JIRAM. [3]
La NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA) han hecho planes para regresar al sistema de Júpiter en la década de 2020. La ESA planea lanzar el Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) para explorar Ganímedes , Europa y Calisto en 2022, mientras que la NASA lanzará Europa Clipper en 2025. Ambos llegarán al sistema de Júpiter a finales de la década de 2020 y principios de la de 2030 y deberían poder para adquirir observaciones distantes de Ío. La misión propuesta de la NASA Discovery Io Volcano Observer , que actualmente se encuentra en un proceso competitivo para ser seleccionada, exploraría Io como su misión principal. [4] [5] Mientras tanto, Ío continúa siendo observado por el Telescopio Espacial Hubble , así como por astrónomos terrestres que utilizan telescopios mejorados como Keck y el Observatorio Europeo Austral . [6]
La primera observación registrada de Ío fue realizada por el astrónomo toscano Galileo Galilei el 7 de enero de 1610 utilizando un telescopio refractor de 20 aumentos en la Universidad de Padua en la República de Venecia . El descubrimiento fue posible gracias a la invención del telescopio en los Países Bajos poco más de un año antes y a las innovaciones de Galileo para mejorar el aumento del nuevo instrumento. [7] Durante su observación de Júpiter en la tarde del 7 de enero, Galileo vio dos estrellas al este de Júpiter y otra al oeste. [8] Júpiter y estas tres estrellas parecían estar en una línea paralela a la eclíptica . La estrella más al este de Júpiter resultó ser Calisto mientras que la estrella al oeste de Júpiter era Ganímedes . [9] La tercera estrella, la más cercana al este de Júpiter, era una combinación de la luz de Ío y Europa , ya que el telescopio de Galileo, aunque tenía un gran aumento para un telescopio de su época, tenía una potencia demasiado baja para separar las estrellas. dos lunas en distintos puntos de luz. [7] [9] Galileo observó Júpiter la noche siguiente, el 8 de enero de 1610, y esta vez vio tres estrellas al oeste de Júpiter, lo que sugiere que Júpiter se había movido al oeste de las tres estrellas. [8] Durante esta observación, las tres estrellas en línea al oeste de Júpiter eran (de este a oeste): Io, Europa y Ganímedes. [9] Esta fue la primera vez que Io y Europa fueron observadas y registradas como puntos de luz distintos, por lo que esta fecha, el 8 de enero de 1610, se utiliza como fecha de descubrimiento de las dos lunas por la Unión Astronómica Internacional . [10] Galileo continuó observando el sistema de Júpiter durante el siguiente mes y medio. [7] El 13 de enero, Galileo observó las cuatro lunas galileanas de Júpiter por primera vez en una sola observación, aunque había observado las cuatro en varios momentos durante los días anteriores. [9] El 15 de enero, observó los movimientos de tres de estos satélites, incluido Io, y llegó a la conclusión de que estos objetos no eran estrellas de fondo, sino que eran, de hecho, "tres estrellas en el cielo que se movían alrededor de Júpiter, como Venus". y Mercurio alrededor del Sol." [8] Estas fueron las primeras lunas de un planeta distinto de la Tierra en ser descubiertas.
Los descubrimientos de Io y los otros satélites galileanos de Júpiter se publicaron en el Sidereus Nuncius de Galileo en marzo de 1610. [1] Si bien las lunas jovianas que descubrió serían conocidas más tarde como satélites galileanos, en su honor propuso el nombre Medicea Sidera (medicea). Estrellas) en honor a sus nuevos mecenas, la familia de'Medici de su Florencia natal . Inicialmente, propuso el nombre Cosmica Sidera (Estrellas Cósmicas), en honor al cabeza de familia, Cosme II de Medici , sin embargo, tanto Cosme como Galileo decidieron el cambio para honrar a la familia en su conjunto. [11] Sin embargo, Galileo no nombró cada una de las cuatro lunas individualmente más allá de un sistema numérico en el que se hacía referencia a Io como Júpiter I. [12] En diciembre de 1610, gracias a la publicación de Sidereus Nuncius , la noticia del descubrimiento de Galileo había extendido por toda Europa. Con telescopios de alta potencia como el de Galileo cada vez más disponibles, otros astrónomos, como Thomas Harriot en Inglaterra , Nicolas-Claude Fabri de Peiresc y Joseph Gaultier de la Vallette en Francia , Johannes Kepler en Baviera y Christopher Clavius en Roma, pudieron Observe Io y las otras estrellas de los Medici durante el otoño y el invierno de 1610-1611. [12]
En su libro Mundus Iovialis ("El mundo de Júpiter"), publicado en 1614, Simon Marius , el astrónomo de la corte de los margraves de Brandeburgo-Ansbach , afirmó haber descubierto Ío y las otras lunas de Júpiter en 1609, una semana antes de la llegada de Galileo. descubrimiento. [7] Según Marius, comenzó a observar el sistema de Júpiter a finales de noviembre de 1609. [13] Continuó observando las lunas de Júpiter hasta diciembre de 1609, pero no registró sus observaciones hasta el 29 de diciembre de 1609, cuando llegó a la conclusión. "Que estas estrellas se movían alrededor de Júpiter, del mismo modo que los cinco planetas solares , Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno giran alrededor del Sol". [13] Sin embargo, las observaciones de Marius fueron fechadas según el calendario juliano , que estaba 10 días por detrás del calendario gregoriano utilizado por Galileo. Entonces, la primera observación registrada de Marius del 29 de diciembre de 1609 equivale a la segunda observación del sistema de Júpiter realizada por Galileo el 8 de enero de 1610. [14] Galileo dudó de esta afirmación y descartó el trabajo de Marius como plagio. [7] Dado que Galileo publicó su trabajo antes que Marius y que su primera observación registrada se produjo un día antes que la de Marius, a Galileo se le atribuye el descubrimiento. [15] A pesar de esto, es uno de los esquemas de nombres de Marius para las lunas de Júpiter el que se utiliza regularmente en la actualidad. Basado en una sugerencia de Johannes Kepler en octubre de 1613, propuso que a cada luna se le diera su propio nombre basándose en los amantes del mitológico griego Zeus o su equivalente romano , Júpiter . Llamó a la gran luna más interna de Júpiter en honor a la figura mitológica griega Io . [13] [15]
Durante los siguientes dos siglos y medio, debido al pequeño tamaño y la distancia del satélite, Ío siguió siendo un punto de luz monótono de quinta magnitud en los telescopios de los astrónomos. Así, la determinación de su período orbital , junto con el de los otros satélites galileanos, fue uno de los primeros focos de atención de los astrónomos. En junio de 1611, el propio Galileo había determinado que el período orbital de Io duraba 42,5 horas, sólo 2,5 minutos más que la estimación moderna. [12] La estimación de Simon Marius fue sólo un minuto más larga en los datos publicados en Mundus Iovalis . [13] Los períodos orbitales generados para Io y los otros satélites jovianos proporcionaron una validación adicional para la Tercera Ley del movimiento planetario de Kepler . [1]
A partir de estas estimaciones de los períodos orbitales de Io y las otras lunas galileanas, los astrónomos esperaban generar tablas de efemérides que predijeran las posiciones de cada luna con respecto a Júpiter, así como cuándo cada luna transitaría la cara de Júpiter o sería eclipsada por él. Un beneficio de tales predicciones, particularmente las de los eclipses satelitales de Júpiter, ya que estaban sujetos a menos errores del observador, sería determinar la longitud de un observador en la Tierra con respecto al primer meridiano . [16] Al observar un eclipse de un satélite joviano, un observador podría determinar la hora actual en el primer meridiano buscando el eclipse en una tabla de efemérides. Io fue particularmente útil para este propósito ya que su período orbital más corto y su distancia más cercana a Júpiter hicieron que los eclipses fueran más frecuentes y menos afectados por la inclinación axial de Júpiter. Conociendo la hora en el primer meridiano y la hora local, se podría calcular la longitud del observador. [16] Galileo intentó producir una tabla que predijera las posiciones de los satélites jovianos y los tiempos de los eclipses después de negociar primero con España y luego con los Países Bajos para crear un sistema para medir la longitud en el mar utilizando los tiempos de los eclipses. Sin embargo, nunca pudo generar predicciones precisas con suficiente antelación en el tiempo para que fueran útiles, por lo que nunca publicó sus tablas. [16] Esto dejó las tablas publicadas por Simon Marius en Mundus Iovialis y Giovanni Battista Hodierna en 1654 como las tablas de efemérides más precisas disponibles, aunque tampoco pudieron predecir las posiciones de las lunas con suficiente precisión. [dieciséis]
Giovanni Cassini publicó una tabla de efemérides mucho más precisa en 1668 utilizando sus observaciones de los 16 años anteriores. [17] Utilizando esta tabla, Cassini generó un mapa más preciso de Francia observando eclipses de los satélites jovianos en varios lugares del país. Esto demostró que mapas anteriores habían mostrado que algunas costas se extendían más allá de lo que realmente se extendían, lo que provocó que el área aparente de Francia se redujera y llevó al rey Luis XIV a comentar que "estaba perdiendo más territorio a favor de sus astrónomos que de sus enemigos". [16] Los tiempos de los eclipses de las lunas jovianas continuarían utilizándose para determinar la longitud durante otros cien años para tareas como el estudio de la línea Mason-Dixon y las mediciones de geodesia . Se hicieron esfuerzos para utilizar este método para la navegación marítima, pero resultó imposible realizar las observaciones necesarias con suficiente precisión desde la cubierta en movimiento de un barco; No sería hasta la invención del cronómetro marino a mediados del siglo XVIII que la determinación de la longitud en el mar se volvió práctica. [dieciséis]
Durante los siglos XVII y XVIII, los astrónomos utilizaron las tablas de efemérides generadas por Cassini para comprender mejor la naturaleza del sistema joviano y la luz. En 1675, el astrónomo danés Ole Rømer descubrió que los tiempos de eclipse observados para Io eran anteriores a los previstos cuando Júpiter estaba más cerca de la Tierra en oposición y posteriores a los previstos cuando Júpiter estaba más alejado de la Tierra en conjunción . Determinó que estas discrepancias se debían a que la luz tenía una velocidad finita. [1] Ole Rømer nunca publicó sus hallazgos, pero envió sus mediciones al matemático holandés Christiaan Huygens . Huygens utilizó la estimación de Rømer de 22 minutos para que la luz atraviese el diámetro de la órbita terrestre para calcular que la luz viajaba a 220.000 km/s, un 26% menos que el valor moderno. [18] Utilizando los datos de Ole Rømer y un valor moderno para la unidad astronómica , su medición de que la luz tarda 16,44 minutos en recorrer la distancia del diámetro de la órbita de la Tierra fue sólo un 2% mayor que el valor actual, aunque esto no se calculó. En el momento. [1] En 1809, haciendo uso nuevamente de las observaciones de Ío, pero esta vez con el beneficio de más de un siglo de observaciones cada vez más precisas, el astrónomo francés Jean Baptiste Joseph Delambre informó el tiempo que tarda la luz en viajar desde el Sol hasta la Tierra. como 8 minutos y 12 segundos. Dependiendo del valor supuesto para la unidad astronómica, esto da como resultado que la velocidad de la luz sea de poco más de 300.000 kilómetros (186.000 millas ) por segundo. [19]
En 1788, Pierre-Simon Laplace utilizó las efemérides de Cassini y las producidas por otros astrónomos en el siglo anterior para crear una teoría matemática que explicara las órbitas resonantes de Ío, Europa y Ganímedes. Las proporciones de los períodos orbitales de las tres lunas galileanas interiores son números enteros simples: Io orbita a Júpiter dos veces cada vez que Europa orbita una vez, y cuatro veces por cada revolución de Ganímedes; A esto a veces se le llama resonancia de Laplace. [1] Laplace también descubrió que la ligera diferencia entre estas proporciones exactas y la realidad se debía a que sus movimientos medios explicaban la precesión del periápside de Io y Europa. Más tarde se descubrió que esta resonancia tenía un profundo efecto en las geologías de las tres lunas.
Los telescopios mejorados y las técnicas matemáticas permitieron a los astrónomos de los siglos XIX y XX estimar muchas de las propiedades físicas de Ío, como su masa, diámetro y albedo, así como resolver características de su superficie a gran escala. En su libro de 1805 Celestial Mechanics , además de exponer su argumento matemático para las órbitas resonantes de Ío, Europa y Ganímedes, Laplace pudo utilizar perturbaciones en la órbita de Ío por parte de Europa y Ganímedes para proporcionar la primera estimación de la masa de Ío. , 1,73 × 10 −5 de la masa de Júpiter, que era una cuarta parte del valor moderno. [20] [21] Hasta mediados del siglo XX, Marie-Charles Damoiseau , John Couch Adams , Ralph Allen Sampson y Willem de Sitter realizarían estimaciones de masa adicionales utilizando esta técnica , todos los cuales eran inferiores al valor moderno. siendo la más cercana la estimación de Sampson de 1921 de 4,5 × 10 −5 de la masa de Júpiter, que era un 4% menos que la masa actualmente aceptada. [20] El diámetro de Io se estimó utilizando mediciones micrométricas y ocultaciones de estrellas de fondo realizadas por Io. Edward E. Barnard utilizó un micrómetro en el Observatorio Lick en 1897 para estimar un diámetro de 3.950 km (2.450 millas), un 8,5% mayor que el valor moderno aceptado, mientras que Albert A. Michelson , también utilizando el telescopio Lick, ideó un mejor estimación de 3.844 km (2.389 millas). [1] La mejor estimación previa a la nave espacial del diámetro y la forma de Io provino de las observaciones de una ocultación de la estrella Beta Scorpii C el 14 de mayo de 1971, donde se encontró un diámetro de 3.636 km (2.259 millas), ligeramente menos del aceptado. valor moderno. [22] Estas mediciones permitieron a los astrónomos estimar la densidad de Io, dada como 2,88 g /cm 3 después de la ocultación de Beta Scorpii. Si bien esto es un 20% menos que el valor actualmente aceptado, fue suficiente para que los astrónomos notaran las diferencias entre las densidades de los dos satélites galileanos interiores (Io y Europa) frente a los dos satélites galileanos exteriores (Ganimedes y Calisto). Las densidades de Ío y Europa sugerían que estaban compuestas principalmente de roca, mientras que Ganímedes y Calisto contenían más hielo. [21]
A partir de la década de 1890, los telescopios más grandes permitieron a los astrónomos observar directamente características a gran escala en las superficies de los satélites galileanos, incluido Ío. En 1892, William Pickering midió la forma de Io usando un micrómetro y, de manera similar a su medición de Ganímedes, descubrió que tenía un contorno elíptico alineado con la dirección de su movimiento orbital. [23] Otros astrónomos entre 1850 y 1895 notaron la forma elíptica de Ío. [21] Edward Barnard observó Ío mientras transitaba por la cara de Júpiter y encontró que los polos de Ío eran oscuros en comparación con una banda ecuatorial más brillante . [24] Inicialmente, Barnard concluyó que Io era de hecho un binario de dos cuerpos oscuros, pero las observaciones de tránsitos adicionales contra bandas de nubes jovianas de diferente brillo y la forma redonda de la sombra de Io en las cimas de las nubes jovianas le hicieron cambiar su interpretación. [25] La forma de huevo de Io reportada por Pickering fue el resultado de medir solo la brillante banda ecuatorial de Io y confundir los polos oscuros con el espacio de fondo. [21] Observaciones telescópicas posteriores confirmaron las distintas regiones polares de color marrón rojizo y la banda ecuatorial de color amarillo-blanco de Ío. [26] Las observaciones de las variaciones en el brillo de Ío a medida que giraba, realizadas por Joel Stebbins en la década de 1920, mostraron que el día de Ío tenía la misma duración que su período orbital alrededor de Júpiter, demostrando así que un lado siempre miraba a Júpiter al igual que el de la Luna. El lado cercano siempre mira hacia la Tierra. [27] Stebbins también notó la espectacular coloración naranja de Ío, que era única entre los satélites galileanos. [1] Audouin Dollfus utilizó observaciones de Ío a principios de la década de 1960 en el Observatorio Pic du Midi para crear mapas toscos del satélite que mostraban un mosaico de puntos brillantes y oscuros en la superficie jónica, así como un cinturón ecuatorial brillante y un cinturón polar oscuro. regiones. [28]
Las observaciones telescópicas de mediados del siglo XX comenzaron a insinuar la naturaleza inusual de Ío. La espectroscopia de infrarrojo cercano sugirió que la superficie de Ío carecía de hielo de agua. [29] La falta de agua en Ío era consistente con la densidad estimada de la luna, aunque se encontró abundante hielo de agua en la superficie de Europa, una luna que se cree que tiene la misma densidad que Ío. [21] Lee concluyó que el espectro era consistente con la presencia de compuestos de azufre . [29] Binder y Cruikshank (1964) informaron que la superficie de Ío era más brillante al salir de la sombra de Júpiter que cuando entró en ella. [30] Los autores sugirieron que este brillo anómalo después de un eclipse fue el resultado de una atmósfera parcialmente congelada en la superficie durante la oscuridad del eclipse y la escarcha se sublimó lentamente después del eclipse. Los intentos de confirmar este resultado obtuvieron resultados mixtos: algunos investigadores informaron de un brillo posterior al eclipse, mientras que otros no. Un modelado posterior de la atmósfera de Io mostraría que tal brillo sólo sería posible si el SO de Io
2La atmósfera se congeló lo suficiente como para producir una capa de varios milímetros de espesor, lo que parecía poco probable. [1] Las observaciones radiotelescópicas revelaron la influencia de Io en la magnetosfera joviana , como lo demuestran los estallidos de longitud de onda decamétrica vinculados al período orbital de Io (Io-DAM), lo que sugiere un acoplamiento electrodinámico entre los dos mundos. [31]
A finales de la década de 1960, la NASA y el Jet Propulsion Laboratory (JPL) desarrollaron en Estados Unidos un concepto conocido como Planetary Grand Tour . Permitiría que una sola nave espacial viajara más allá del cinturón de asteroides y llegara a cada uno de los planetas exteriores, incluido Júpiter, si la misión se lanzara en 1976 o 1977. Sin embargo, había incertidumbre sobre si una nave espacial podría sobrevivir al paso a través del cinturón de asteroides. donde los micrometeoroides podrían causarle daños físicos, o la intensa magnetosfera joviana, donde las partículas cargadas podrían dañar los componentes electrónicos sensibles. [21] Para resolver estas cuestiones antes de enviar las misiones Voyager más ambiciosas , la NASA y el Centro de Investigación Ames lanzaron un par de sondas gemelas, Pioneer 10 y Pioneer 11 el 3 de marzo de 1972 y el 6 de abril de 1973, respectivamente, en el primer avión sin tripulación. misión al Sistema Solar exterior.
Pioneer 10 se convirtió en la primera nave espacial en llegar al sistema de Júpiter el 3 de diciembre de 1973. Pasó a 357.000 km (222.000 millas) de Ío. [32] Durante el sobrevuelo de Io por parte de Pioneer 10 , la nave espacial realizó un experimento de ocultación de radio transmitiendo una señal de banda S cuando Io pasaba entre ella y la Tierra. Una ligera atenuación de la señal antes y después de la ocultación mostró que Io tenía una ionosfera , lo que sugiere la presencia de una atmósfera delgada con una presión de 1,0 × 10 −7 bar , aunque no se determinó la composición. [33] Esta fue la segunda atmósfera descubierta alrededor de una luna de un planeta exterior, después de la luna Titán de Saturno . También se planificaron imágenes de primeros planos utilizando el fotopolarímetro de imágenes de Pioneer , pero se perdieron debido al entorno de alta radiación. [34] Pioneer 10 también descubrió un toro de iones de hidrógeno en la órbita de Ío. [35]
Pioneer 11 encontró el sistema Júpiter casi un año después, el 2 de diciembre de 1974, acercándose a 314.000 km (195.000 millas) de Ío. [36] Pioneer 11 proporcionó la primera imagen de una nave espacial de Io, un cuadro de 357 km (222 millas) por píxel (D7) sobre la región del polo norte de Io tomada desde una distancia de 470.000 km (290.000 millas). [37] Esta imagen de baja resolución reveló manchas oscuras en la superficie de Ío similares a las insinuadas en los mapas de Audouin Dollfus. [1] Las observaciones de ambos Pioneros revelaron que Júpiter e Io estaban conectados por un conducto eléctrico conocido como tubo de flujo de Io , que consiste en líneas de campo magnético que van desde los polos de Júpiter hasta el satélite. El encuentro más cercano de Pioneer 11 con Júpiter permitió a la nave descubrir los intensos cinturones de radiación de Júpiter, similares a los cinturones de Van Allen de la Tierra . Uno de los picos en el flujo de partículas cargadas se encontró cerca de la órbita de Ío. [1] El seguimiento por radio durante los encuentros de ambos Pioneros con Ío proporcionó una estimación mejorada de la masa de la luna. Esto se logró analizando ligeros cambios en la trayectoria de las dos sondas debido a la influencia de la gravedad de Io y calculando la masa necesaria para producir las desviaciones. Cuando esta estimación se combinó con la mejor información disponible sobre el tamaño de Ío, se descubrió que Io tenía la mayor densidad de los cuatro satélites galileanos y que las densidades de los cuatro satélites galileanos tendían a disminuir a medida que aumentaba la distancia a Júpiter. [38] La alta densidad de Io (3,5 g/cm 3 ) indicaba que estaba compuesto principalmente de roca de silicato en lugar de hielo de agua. [38]
Después de los encuentros con los Pioneer y en el período previo a los sobrevuelos de la Voyager en 1979, creció el interés en Ío y los otros satélites galileanos, y las comunidades de ciencia planetaria y astronomía llegaron incluso a convocar una semana de observaciones dedicadas de Ío por radio. visible e infrarrojo los astrónomos en noviembre de 1974 conocida como "Semana Io". [1] Nuevas observaciones de Io desde la Tierra y por parte de los Pioneros a mediados de la década de 1970 provocaron un cambio de paradigma en el pensamiento sobre la química y la formación de su superficie. La tendencia en las densidades de los cuatro satélites galileanos encontrados por Pioneer 10 sugirió que los satélites se formaron como parte de una nebulosa en colapso, como una versión en miniatura de lo que ocurrió en el Sistema Solar en su conjunto . El Júpiter caliente inicial impidió la condensación de agua en las órbitas de Ío y Europa, lo que llevó a esos cuerpos a tener densidades más altas que las dos lunas exteriores. [39] Las mediciones espectroscópicas de la luz reflejada desde Ío y su espacio circundante se realizaron con una resolución espectral creciente durante la década de 1970, proporcionando nuevos conocimientos sobre la composición de su superficie. Otras observaciones sugirieron que Io tenía una superficie dominada por evaporitas compuestas de sales de sodio y azufre. [40] Esto era consistente con que Io carecía de hielo de agua ya sea en su superficie o en su interior, en contraste con los otros satélites galileanos. Se identificó una banda de absorción cercana a 560 nm en la forma del mineral halita dañada por la radiación . Se pensaba que los depósitos del mineral en la superficie de Ío eran el origen de una nube de átomos de sodio que rodeaba a Ío, creada mediante pulverización catódica de partículas energéticas . [40]
Las mediciones de la radiación térmica de Ío en el espectro infrarrojo medio en la década de 1970 dieron lugar a resultados contradictorios que no se explicaron con precisión hasta después del descubrimiento del vulcanismo activo por la Voyager 1 en 1979. Un flujo térmico anormalmente alto , en comparación con los otros satélites galileanos, Se observó en una longitud de onda infrarroja de 10 μm mientras Ío estaba a la sombra de Júpiter. [41] En ese momento, este flujo de calor se atribuyó a que la superficie tenía una inercia térmica mucho mayor que Europa y Ganímedes. [42] Estos resultados fueron considerablemente diferentes de las mediciones tomadas en longitudes de onda de 20 μm, lo que sugería que Io tenía propiedades de superficie similares a las de otros satélites galileanos. [41] Los investigadores de la NASA observaron un fuerte aumento en la emisión térmica de Ío a 5 μm el 20 de febrero de 1978, posiblemente debido a una interacción entre el satélite y la magnetosfera de Júpiter, aunque no se descartó el vulcanismo. [43]
Unos días antes del encuentro con la Voyager 1 , Stan Peale , Patrick Cassen y RT Reynolds publicaron un artículo en la revista Science prediciendo una superficie volcánicamente modificada y un interior diferenciado , con distintos tipos de rocas en lugar de una mezcla homogénea. Basaron esta predicción en modelos del interior de Ío que tenían en cuenta la enorme cantidad de calor producida por la variación de la marea de Júpiter sobre Ío resultante de la resonancia de Laplace de Ío con Europa y Ganímedes que no permitían que su órbita se circularizara. Sus cálculos sugirieron que la cantidad de calor generado por un Io con un interior homogéneo sería tres veces mayor que la cantidad de calor generado por la desintegración de isótopos radiactivos únicamente. Este efecto sería aún mayor con un Io diferenciado. [44]
La primera investigación de cerca de Ío utilizando imágenes de alta resolución fue realizada por las sondas gemelas Voyager 1 y Voyager 2 , lanzadas el 5 de septiembre y el 20 de agosto de 1977, respectivamente. Estas dos naves espaciales formaron parte del programa Voyager de la NASA y el JPL para explorar los planetas exteriores gigantes a través de una serie de misiones a finales de los años 1970 y 1980. Esta era una versión reducida del concepto anterior del Planetary Grand Tour. Ambas sondas contenían instrumentación más sofisticada que las misiones Pioneer anteriores , incluida una cámara capaz de tomar imágenes de resolución mucho mayor. Esto fue importante para observar las características geológicas de las lunas galileanas de Júpiter, así como las características de las nubes del propio Júpiter. También tenían espectrómetros con un rango espectral combinado desde el ultravioleta lejano hasta el infrarrojo medio, útiles para examinar la superficie y la composición atmosférica de Io y para buscar fuentes de emisión térmica en su superficie. [45]
La Voyager 1 fue la primera de las dos sondas en encontrar el sistema de Júpiter en marzo de 1979. [46] Al acercarse a Júpiter a finales de febrero y principios de marzo de 1979, los científicos de imágenes de la Voyager notaron que Ío parecía distinto de los otros satélites galileanos. Su superficie era de color naranja y estaba marcada por manchas oscuras, que inicialmente se interpretaron como lugares de cráteres de impacto. [47] Entre las características más intrigantes se encontraba un anillo oscuro en forma de corazón de 1.000 km (600 millas) de ancho que más tarde resultaría ser el depósito de la columna del volcán Pele . [48] Los datos del espectrómetro ultravioleta (UVS) revelaron un toro de plasma compuesto de iones de azufre en la órbita de Io, pero inclinado para coincidir con el ecuador del campo magnético de Júpiter. [48] [49] El detector de partículas cargadas de baja energía (LECP) encontró corrientes de iones de sodio, azufre y oxígeno antes de ingresar a la magnetosfera de Júpiter, material que el equipo científico de LECP sospechaba se originó en Ío. [50] En las horas previas al encuentro de la Voyager 1 con Ío, la nave espacial adquirió imágenes para un mapa global con una resolución de al menos 20 km (12 millas) por píxel sobre el hemisferio principal del satélite (el lado que mira hacia la luna). dirección del movimiento alrededor de Júpiter) hasta menos de 1 km (0,6 millas) por píxel sobre partes del hemisferio subjoviano (el lado "cercano" de Io). [47] Las imágenes obtenidas durante la aproximación revelaron un paisaje extraño y multicolor sin cráteres de impacto, a diferencia de otras superficies planetarias fotografiadas hasta ese momento, como la Luna, Marte y Mercurio. [1] Las manchas oscuras en imágenes anteriores se parecían más a calderas volcánicas que a los cráteres de impacto vistos en esos otros mundos. [47] Sorprendido por la rareza de la superficie de Ío, el científico de imágenes de la Voyager, Laurence Soderblom, en una conferencia de prensa previa al encuentro, bromeó: "Éste lo tenemos todo resuelto... [Io] está cubierto con finas cáscaras de caramelo de cualquier cosa, desde sulfatos y azufre y sales para toda clase de cosas extrañas." [48]
El 5 de marzo de 1979, la Voyager 1 realizó el encuentro más cercano con Io de la misión Voyager desde una distancia de 20.600 km (12.800 millas) sobre su polo sur. [46] [48] La corta distancia del encuentro permitió a la Voyager adquirir imágenes de las regiones subjovianas y del polo sur de Io con una mejor resolución de menos de 0,5 km (0,3 millas) por píxel. [47] Desafortunadamente, muchas de las imágenes de primeros planos estaban limitadas por manchas como resultado de problemas con el reloj interno de la Voyager debido al entorno de alta radiación, lo que provocó que algunas exposiciones de Io con cámaras de ángulo estrecho se adquirieran mientras la Voyager La plataforma de escaneo se movía entre objetivos. [48] Las imágenes de mayor resolución mostraban una superficie relativamente joven salpicada de hoyos de formas extrañas que parecían más parecidos a calderas volcánicas que a cráteres de impacto, montañas más altas que el Monte Everest y características que se asemejaban a flujos de lava volcánica. La mayor parte de la superficie estaba cubierta por llanuras lisas y estratificadas, con escarpes que marcaban el límite entre las diferentes capas. [47] Incluso en las imágenes de mayor resolución, no se observaron cráteres de impacto, lo que sugiere que la superficie de Ío estaba siendo renovada regularmente por la actividad volcánica actual. [47] El encuentro sobre uno de los polos de Io permitió a la Voyager 1 tomar muestras directamente del borde del tubo de flujo de Io y encontrar una intensa corriente eléctrica de 5 × 10 6 amperios . [51] Los datos de color de las cámaras de la Voyager mostraron que la superficie jónica estaba dominada por azufre y dióxido de azufre ( SO
2) heladas. [52] Se pensaba que los diferentes colores de la superficie correspondían a distintos alótropos de azufre , causados por el calentamiento del azufre líquido a diferentes temperaturas, cambiando su color y viscosidad . [53]
El 8 de marzo de 1979, tres días después de pasar por Júpiter, la Voyager 1 tomó imágenes de las lunas de Júpiter para ayudar a los controladores de la misión a determinar la ubicación exacta de la nave espacial, un proceso llamado navegación óptica. Mientras procesaba imágenes de Ío para mejorar la visibilidad de las estrellas de fondo, la ingeniera de navegación Linda Morabito encontró una nube de 300 kilómetros (190 millas) de altura a lo largo del limbo de la luna. [54] Al principio, sospechó que la nube era una luna detrás de Ío, pero ningún cuerpo del tamaño adecuado habría estado en ese lugar. Se determinó que la característica era una columna generada por vulcanismo activo en una depresión oscura más tarde llamada Pele, la característica rodeada por un anillo oscuro con forma de huella que se ve en las imágenes de aproximación. [55] El análisis de otras imágenes de la Voyager 1 mostró nueve columnas de este tipo esparcidas por la superficie, lo que demuestra que Io era volcánicamente activo. [55] El espectrómetro de interferómetro infrarrojo (IRIS) de la Voyager 1 descubrió emisiones térmicas de múltiples fuentes, indicativas de lava enfriándose. Esto demostró que algunos de los flujos de lava visibles en la superficie de Ío estaban activos. [56] IRIS también midió SO gaseoso
2dentro de la columna de Loki , lo que proporciona evidencia adicional de una atmósfera en Ío. [57] Estos resultados confirmaron la predicción hecha por Peale et al. poco antes del encuentro. [44]
La Voyager 2 pasó por Ío el 9 de julio de 1979 a una distancia de 1.130.000 km (702.000 millas), acercándose a Júpiter entre las órbitas de Europa y Ganímedes. [58] Aunque no se acercó tanto a Io como 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, incluidos nuevos depósitos de penachos en Aten Patera y Surt . [59] El depósito de la pluma de Pele había cambiado de forma, desde una forma de corazón durante el encuentro de la Voyager 1 a un óvalo durante el sobrevuelo de la Voyager 2 . Se observaron cambios en la distribución de depósitos de penachos difusos y material oscuro adicional en la parte sur de Loki Patera , consecuencia de una erupción volcánica allí. [59] Como resultado del descubrimiento de columnas volcánicas activas por la Voyager 1 , se agregó una "vigilancia del volcán Io" de diez horas de duración al tramo de salida del encuentro con la Voyager 2 para monitorear las columnas de Io. [58] Las observaciones de la media luna de Ío durante esta campaña de seguimiento revelaron que siete de los nueve penachos observados en marzo todavía estaban activos en julio de 1979, y sólo el volcán Pele se cerró entre sobrevuelos (no había imágenes disponibles para confirmar la actividad continua en Volund). y no se observaron nuevas columnas. [60] El color azul de las columnas observadas ( Amirani , Maui, Masubi y Loki) sugirió que la luz reflejada en ellas provenía de partículas de grano fino de aproximadamente 1 μm de diámetro. [59]
Justo después de los encuentros con la Voyager, la teoría aceptada era que los flujos de lava de Ío estaban compuestos de compuestos sulfurosos. Esto se basó en el color de los terrenos volcánicos y las bajas temperaturas medidas por el instrumento IRIS (aunque IRIS no era sensible a las altas temperaturas asociadas con el vulcanismo activo de silicatos, donde la emisión térmica alcanza su punto máximo en el infrarrojo cercano). [61] Sin embargo, los estudios infrarrojos terrestres en las décadas de 1980 y 1990 cambiaron el paradigma de uno de vulcanismo principalmente de azufre a uno donde domina el vulcanismo de silicatos y el azufre actúa en un papel secundario. [61] En 1986, las mediciones de una brillante erupción en el hemisferio principal de Ío revelaron temperaturas superiores al punto de ebullición del azufre, lo que indica una composición de silicatos en al menos algunos de los flujos de lava de Ío. [62] Se observaron temperaturas similares en la erupción de Surt en 1979 entre los dos encuentros de la Voyager , y en la erupción observada por investigadores de la NASA en 1978. [43] [63] Además, el modelado de flujos de lava de silicato en Ío sugirió que se enfriaron rápidamente, lo que hace que su emisión térmica esté dominada por componentes de temperatura más baja, como flujos solidificados, a diferencia de las pequeñas áreas cubiertas por lava aún fundida cerca de la temperatura real de la erupción. [64] Los espectros de observaciones terrestres confirmaron la presencia de una atmósfera en Io, con importantes variaciones de densidad en toda la superficie de Io. Estas mediciones sugirieron que la atmósfera de Io fue producida por la sublimación de la escarcha de dióxido de azufre, o por la erupción de gases en las chimeneas volcánicas, o ambas. [61]
La planificación de la próxima misión de la NASA a Júpiter comenzó en 1977, justo cuando se lanzaron las dos sondas Voyager. En lugar de realizar un sobrevuelo del sistema de Júpiter como todas las misiones que la precedieron, la nave espacial Galileo orbitaría Júpiter para realizar observaciones de cerca del planeta y sus numerosas lunas, incluida Io, además de enviar una sonda atmosférica joviana. Originalmente programado para ser lanzado a través del transbordador espacial en 1982, los retrasos resultantes de problemas de desarrollo con el transbordador y el motor de la etapa superior retrasaron el lanzamiento, y en 1986 el desastre del Challenger retrasó aún más el lanzamiento de Galileo . Finalmente, el 18 de octubre de 1989, Galileo inició su viaje a bordo del transbordador Atlantis . [65] En el camino a Júpiter, la antena de alta ganancia , plegada como un paraguas para permitir que la nave espacial cupiera en el compartimento de carga del transbordador, no se abrió por completo. Para el resto de la misión, los datos de la nave espacial tendrían que transmitirse de regreso a la Tierra a una velocidad de datos mucho menor utilizando la antena de baja ganancia . A pesar de este revés, los algoritmos de compresión de datos cargados en Galileo le permitieron completar la mayoría de sus objetivos científicos en Júpiter. [2]
Galileo llegó a Júpiter el 7 de diciembre de 1995, después de un viaje de seis años desde la Tierra durante el cual utilizó asistencia gravitatoria con Venus y la Tierra para impulsar su órbita hacia Júpiter. Poco antes de la maniobra de inserción en la órbita de Júpiter de Galileo , la nave espacial realizó el único sobrevuelo objetivo de Io en su misión nominal. Inicialmente se planearon imágenes de alta resolución durante el encuentro, pero los problemas con la grabadora de la nave espacial, utilizada para guardar los datos tomados durante los encuentros para su posterior reproducción en la Tierra, requirieron la eliminación de observaciones de alta velocidad de datos del programa de sobrevuelo para garantizar la seguridad. Registro de datos de la sonda atmosférica Galileo . [2] El encuentro arrojó resultados significativos a partir de experimentos con velocidades de datos más bajas. El análisis del desplazamiento Doppler de la señal de radio de Galileo mostró que Ío se diferencia por un gran núcleo de hierro, similar al que se encuentra en los planetas rocosos del Sistema Solar interior. [66] Los datos del magnetómetro del encuentro, combinados con el descubrimiento de un núcleo de hierro, sugirieron que Io podría tener un campo magnético . [67]
Los intensos cinturones de radiación de Júpiter cerca de la órbita de Ío obligaron a Galileo a no acercarse más que a la órbita de Europa hasta el final de la primera misión extendida en 1999. A pesar de la falta de imágenes de cerca y de los problemas mecánicos que restringieron en gran medida la cantidad de datos devueltos , se realizaron varios descubrimientos importantes en Io durante los dos años de la misión principal de Galileo . Durante las primeras órbitas, Galileo cartografió Ío en busca de cambios en la superficie que se produjeron desde los encuentros de la Voyager 17 años antes. Esto incluyó la aparición de un nuevo flujo de lava, Zamama , y el desplazamiento de la columna de Prometeo 75 km (47 millas) hacia el oeste, siguiendo el final de un nuevo flujo de lava en Prometeo. [68] A partir de la primera órbita de Galileo , la cámara de la nave espacial, el Solid-State Imager (SSI), comenzó a tomar una o dos imágenes por órbita de Io mientras la luna estaba a la sombra de Júpiter. Esto permitió a Galileo monitorear la actividad volcánica de alta temperatura en Ío mediante la observación de fuentes de emisión térmica en toda su superficie. [68] Las mismas imágenes del eclipse también permitieron a los científicos de Galileo observar las auroras creadas por la interacción entre la atmósfera de Io y las columnas volcánicas con el tubo de flujo de Io y el toro de plasma. [69] Durante la novena órbita de Galileo , la nave espacial observó una gran erupción en Pillan Patera, detectando emisiones térmicas de alta temperatura y una nueva columna volcánica. Las temperaturas observadas en Pillan y otros volcanes confirmaron que las erupciones volcánicas en Io consisten en lavas de silicato con composiciones máficas y ultramáficas ricas en magnesio , con volátiles como el azufre y el dióxido de azufre que desempeñan un papel similar al del agua y el dióxido de carbono en la Tierra. [70] Durante la siguiente órbita, Galileo descubrió que Pillan estaba rodeado por un nuevo depósito piroclástico oscuro compuesto de minerales de silicato como el ortopiroxeno . [70] El espectrómetro de mapeo de infrarrojo cercano (NIMS) observó a Io en varias ocasiones durante la misión principal, mapeando su emisión térmica volcánica y la distribución de la escarcha de dióxido de azufre, cuyas bandas de absorción dominan el espectro del infrarrojo cercano de Io. [71] [72]
En diciembre de 1997, la NASA aprobó una misión extendida para Galileo conocida como Misión Galileo Europa, que duró dos años después del final de la misión principal. El objetivo de esta misión ampliada era dar seguimiento a los descubrimientos realizados en Europa con siete sobrevuelos adicionales para buscar nuevas pruebas de un posible océano de agua bajo la superficie. [21] A partir de mayo de 1999, Galileo utilizó cuatro sobrevuelos (20 a 23) con Calisto para bajar su periápside , creando una oportunidad para que sobrevolara Io dos veces a finales de 1999. [2] Durante la órbita número 21 de Galileo , adquirió un mosaico global de tres colores del hemisferio antijoviano (el lado "lejano" de Io), sus observaciones de Io con mayor resolución hasta la fecha. Este mosaico complementó la cobertura obtenida por la Voyager 1 , cuyas observaciones de mayor resolución cubrieron el hemisferio subjoviano de Ío. [2] Los dos sobrevuelos de Galileo a finales de 1999, el 11 de octubre y el 26 de noviembre, proporcionaron imágenes y espectros de alta resolución de varios volcanes y montañas en el hemisferio antijoviano de Ío. La cámara sufrió un problema con un modo de imagen utilizado ampliamente durante el primer encuentro, lo que provocó que la mayoría de las imágenes tomadas estuvieran muy degradadas (aunque se desarrolló un algoritmo de software para recuperar parcialmente algunas de estas imágenes). [2] NIMS también tuvo problemas debido al entorno de alta radiación cerca de Io, sufriendo una falla de hardware que limitó la cantidad de longitudes de onda del infrarrojo cercano que tomó como muestra. [73] Finalmente, la cobertura de imágenes estuvo limitada por la baja velocidad de reproducción de datos (lo que obligó a Galileo a transmitir datos de cada encuentro días o semanas después en el tramo apoápside de cada órbita) y por un incidente en el que la radiación obligó a reiniciar la imagen. La computadora de la nave espacial la puso en modo seguro durante el encuentro de noviembre de 1999. Aun así, Galileo imaginó fortuitamente una erupción en Tvashtar Paterae durante el sobrevuelo de noviembre, observando una cortina de fuentes de lava de 25 km (16 millas) de largo y 1,5 km (0,93 millas) de alto. [74] Se realizó un encuentro adicional el 22 de febrero de 2000. Sin nuevos errores con los instrumentos de detección remota de Galileo , sin eventos de seguridad y más tiempo después del sobrevuelo antes del próximo encuentro con el satélite, Galileo pudo adquirir y enviar más datos. . Esto incluyó información sobre el caudal de lava en Prometheus, Amirani y Tvashtar, imágenes de muy alta resolución de Chaac Patera y terreno estratificado en Bulicame Regio, y mapeo de las montañas y la topografía alrededor de Camaxtli Patera, Zal Patera y Shamshu Patera. [2]
Tras el encuentro de febrero de 2000, la misión de Galileo a Júpiter se amplió por segunda y última vez con la Misión Galileo Milenio. El objetivo de esta misión ampliada fue la observación conjunta del sistema joviano por parte de Galileo y Cassini , que realizaron un sobrevuelo distante de Júpiter en ruta a Saturno el 30 de diciembre de 2000. [75] Los descubrimientos durante las observaciones conjuntas de Ío revelaron una nueva columna en Tvashtar y proporcionó información sobre las auroras de Io. [76] Las imágenes distantes tomadas por Galileo durante el sobrevuelo de Cassini revelaron un nuevo depósito de pluma de anillo rojo, similar al que rodea a Pele, alrededor de Tvashtar, uno de los primeros de este tipo visto en las regiones polares de Ío, aunque Galileo observaría más tarde un depósito similar. alrededor de Dazhbog Patera en agosto de 2001. [2] Galileo realizó tres sobrevuelos adicionales de Io, el 6 de agosto y el 16 de octubre de 2001 y el 17 de enero de 2002, durante la Misión Galileo Milenio. Ambos encuentros en 2001 permitieron a Galileo observar de cerca las regiones polares de Ío, aunque las imágenes del sobrevuelo de agosto de 2001 se perdieron debido a un mal funcionamiento de la cámara. [2] Los datos del magnetómetro confirmaron que Ío carecía de un campo magnético intrínseco, aunque un análisis posterior de estos datos en 2009 reveló evidencia de un campo magnético inducido generado por la interacción entre la magnetosfera de Júpiter y un océano de magma de silicato en la astenosfera de Ío. [2] [77] Durante el sobrevuelo de agosto de 2001, Galileo voló a través de las porciones exteriores de la recién formada columna volcánica Thor , permitiendo la primera medición directa de la composición del material volcánico de Io. [2] Durante el encuentro de octubre de 2001, Galileo tomó imágenes del nuevo lugar de la erupción de Thor, un nuevo e importante flujo de lava en Gish Bar Patera , [78] y el lago de lava en Pele. [2] Debido a un evento de salvamento previo al encuentro, casi todas las observaciones planificadas para el sobrevuelo de enero de 2002 se perdieron. [2]
Para evitar una posible contaminación biológica de la posible biosfera europea, la misión Galileo finalizó el 23 de septiembre de 2003, cuando la nave espacial se estrelló intencionadamente contra Júpiter. [21]
Tras el final de la misión Galileo , los astrónomos continuaron monitoreando los volcanes activos de Ío con imágenes de óptica adaptativa del telescopio Keck en Hawaii y el Observatorio Europeo Austral en Chile , así como imágenes del telescopio Hubble . Estas tecnologías se utilizan para observar las emisiones térmicas y medir la composición de los gases sobre volcanes como Pele y Tvashtar . [79] [80] Las imágenes tomadas por el telescopio Keck en febrero de 2001 revelaron la erupción volcánica más poderosa observada en los tiempos modernos, ya sea en Ío o en la Tierra, en el volcán Surt . [79] Los telescopios terrestres que entrarán en funcionamiento durante la próxima década, como el Telescopio de Treinta Metros en el Observatorio Mauna Kea , proporcionarán observaciones más detalladas de los volcanes de Ío, acercándose a la resolución lograda por el espectrómetro de infrarrojo cercano de Galileo . [6] Las observaciones ultravioleta, de ondas milimétricas y de infrarrojo medio terrestres del Hubble de la atmósfera de Ío han revelado fuertes heterogeneidades de densidad entre las regiones brillantes y cubiertas de escarcha a lo largo del ecuador del satélite y sus regiones polares, proporcionando más evidencia de que la atmósfera jónica es sustentada. por la sublimación de la escarcha de dióxido de azufre en la superficie de Ío. [81]
La nave espacial New Horizons , en ruta hacia Plutón y el cinturón de Kuiper , pasó por el sistema de Júpiter el 28 de febrero de 2007, acercándose a Ío a una distancia de 2.239.000 km (1.391.000 millas). [82] Durante el encuentro, se obtuvieron numerosas observaciones remotas de Io, incluidas imágenes visibles con una resolución máxima de 11,2 km (6,96 millas) por píxel. [83] Al igual que Galileo durante su sobrevuelo de Io y Cassini en noviembre de 1999 durante su encuentro en diciembre de 2000, New Horizons atrapó a Tvashtar durante una gran erupción en el mismo sitio que la cortina de lava de 1999. Debido a la proximidad de Tvashtar al polo norte de Ío y su gran tamaño, la mayoría de las imágenes de Io de New Horizons mostraron una gran columna sobre Tvashtar, proporcionando las primeras observaciones detalladas de la clase más grande de columnas volcánicas jónicas desde las observaciones de la columna de Pele en 1979. [84 ] New Horizons también capturó imágenes de un volcán cerca de Girru Patera en las primeras etapas de una erupción, y cambios en la superficie de varias erupciones volcánicas que han ocurrido desde Galileo , como en Shango Patera , Kurdalagon Patera y Xihe. [84]
Un estudio realizado con el telescopio Gemini descubrió que la atmósfera de SO 2 de Ío colapsa durante el eclipse con Júpiter. [85] [86] El brillo posterior al eclipse, que se ha observado en ocasiones en el pasado, se detectó en longitudes de onda del infrarrojo cercano utilizando un instrumento a bordo de la nave espacial Cassini. [87]
La nave espacial Juno se lanzó 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, el campo magnético, las auroras y la atmósfera polar de Júpiter. [88] La órbita de 54 días de Juno está muy inclinada y es 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. Durante su misión principal, que durará hasta junio de 2021, el acercamiento más cercano de Juno a Io hasta la fecha se produjo 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. . [89] En enero de 2021, la NASA extendió oficialmente la misión Juno hasta septiembre de 2025. Si bien la órbita altamente inclinada de Juno mantiene a la nave espacial fuera de los planos orbitales de Io y las otras lunas importantes de Júpiter, su órbita ha estado precediendo de modo que su El punto de aproximación más cercano a Júpiter se encuentra en latitudes crecientes y el nodo ascendente de su órbita se acerca 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. Están previstos dos encuentros cercanos con Io para la misión extendida de Juno el 30 de diciembre de 2023 y el 3 de febrero de 2024, ambos con altitudes de 1.500 kilómetros. [90] También se planean nueve encuentros adicionales con altitudes entre 11.500 y 90.000 kilómetros entre julio de 2022 y mayo de 2025. El objetivo principal de estos encuentros será mejorar nuestra comprensión del campo de gravedad de Ío utilizando el seguimiento Doppler y obtener imágenes de la superficie de Ío para buscar cambios en la superficie desde que Io fue visto de cerca por última vez en 2007. [91]
Durante varias órbitas, Juno ha observado Io desde la distancia utilizando JunoCAM, una cámara de luz visible de gran angular, para buscar columnas volcánicas y JIRAM, un espectrómetro y generador de imágenes de infrarrojo cercano, para monitorear la emisión térmica de los volcanes de Io. [3] [89] La espectroscopía de infrarrojo cercano JIRAM ha permitido hasta ahora el mapeo aproximado de la escarcha de dióxido de azufre en la superficie de Io, así como el mapeo de componentes menores de la superficie que absorben débilmente la luz solar a 2,1 y 2,65 μm. [93]
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. [94] JUICE tiene un lanzamiento programado para 2022, con una llegada a Júpiter prevista para octubre de 2029. [95] JUICE no volará sobre Io, pero utilizará sus instrumentos, como una cámara de ángulo estrecho, para monitorear la actividad volcánica de Io. y medir la composición de su superficie durante la fase de gira de dos años de la misión por Júpiter 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 Ío, pero es probable que realice un seguimiento de volcanes distantes. Europa Clipper tiene un lanzamiento previsto para 2025 con una llegada a Júpiter a finales de la década de 2020 o principios de la de 2030, dependiendo del vehículo de lanzamiento.
Se ha propuesto una misión dedicada a Io, llamada Io Volcano Observer ( IVO ), para el Programa Discovery como un orbitador de Júpiter que realizaría al menos diez sobrevuelos de Io en 3,5 años. [96] En 2020, como parte de la convocatoria de la misión Discovery de 2019, IVO fue seleccionada como una de las cuatro misiones para continuar con un estudio de Fase A. [4] Si se selecciona para volar, exploraría el vulcanismo activo de Io y su impacto en el sistema de Júpiter en su conjunto midiendo su flujo de calor global, su campo magnético inducido, la temperatura de su lava y la composición de su atmósfera, columnas volcánicas. y lavas. [97] Con su ventana de lanzamiento principal, se lanzaría en enero de 2029 y llegaría a Júpiter el 2 de agosto de 2033. [98]
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