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イオ（/ˈaɪ.oʊ/ ）は、木星の4つのガリレオ衛星の中で最も内側に位置し、2番目に小さい衛星です。地球の月よりわずかに大きいイオは、太陽系で4番目に大きな自然衛星であり、自然衛星の中で最も密度が高く、表面重力が最も強く、太陽系で知られている天体の中で原子比で見た水の含有量が最も少ない天体です。
400を超える活火山を持つイオは、太陽系で最も地質学的に活発な天体です。[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ]この極端な地質活動は、木星とガリレオ衛星エウロパとガニメデの2つの間でイオが引っ張られる際に、イオ内部で発生する摩擦による潮汐加熱が原因です。いくつかの火山は、表面から500 km（300マイル）もの高さまで硫黄と二酸化硫黄の噴煙を噴出します。イオの表面には、イオのケイ酸塩地殻の基底部での大規模な圧縮によって隆起した100以上の山々も点在しています。これらの山頂の中には、地球表面で最も高いエベレスト山よりも高いものもあります。 [ 15 ]太陽系外縁部のほとんどの衛星は主に水の氷で構成されていますが、イオは主に溶融した鉄または硫化鉄の核を取り囲むケイ酸塩岩で構成されています。イオの表面の大部分は、硫黄と二酸化硫黄の霜で覆われた広大な平原で構成されている。
イオの火山活動は、その独特な特徴の多くを生み出しています。火山噴煙と溶岩流は、表面を大きく変化させ、硫黄の同素体や化合物の影響で、表面を黄色、赤、白、黒、緑などさまざまな微妙な色合いで彩っています。長さが500 km (300 mi)を超えるものも含め、数多くの広範囲にわたる溶岩流も表面を特徴づけています。この火山活動によって生成された物質は、イオの薄く斑点状の大気を構成しており、木星の広大な磁気圏の性質と放射線レベルにも大きな影響を与えています。イオの火山噴出物は、木星の周囲に大きくて強力なプラズマトーラスも生成し、衛星上および周辺に過酷な放射線環境を作り出しています。[ 16 ]
イオは、1610年にガリレオ・ガリレイによって他のガリレオ衛星とともに発見され、ヘラの巫女でゼウスの愛人の一人となった神話上の人物イオにちなんで名付けられました。ガリレオ衛星の発見は天文学の発展に重要な役割を果たし、太陽系のコペルニクスモデルの採用とケプラーの惑星運動の法則の発展を促進しました。特にイオは、光速の最初の測定に使用されました。1979年、2機のボイジャー探査機は、イオが地質学的に活発な世界であり、多数の火山地形、大きな山々、そして明らかな衝突クレーターのない若い表面を持っていることを明らかにしました。ガリレオ探査機は1990年代から2000年代初頭にかけて何度かイオに接近し、イオの内部構造と表面組成に関するデータを取得しました。これらの宇宙探査機は、イオと木星の磁気圏の関係、そしてイオの軌道を中心とした高エネルギー放射線帯の存在も明らかにした。その後、2000年にはカッシーニ・ホイヘンス、2007年にはニュー・ホライズンズ、 2017年以降はジュノーによる観測に加え、地上望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡による観測も行われている。
シモン・マリウスはガリレオ衛星の唯一の発見者として認められてはいないが、衛星に付けた彼の名前は採用された。 [ 17 ] 1614年に出版された『Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici 』の中で、彼は木星の最も内側の大きな衛星に「木星の水星」や「木星の惑星の第一」など、いくつかの代替名を提案した。[ 17 ] [ 18 ] 1613年10月にヨハネス・ケプラーから提案されたことを基に、彼はまた、各衛星をギリシャ神話のゼウスまたはローマ神話のジュピターの恋人にちなんで命名するという命名規則を考案した。彼は木星の最も内側の大きな衛星をギリシャ神話のイオにちなんで命名した。[ 19 ] [ 17 ]
詩人たちは、ジュピターの気まぐれな恋のせいで彼を非難することが多い。特に、ジュピターが密かに求愛して成功した3人の乙女が挙げられている。イナコス川の娘イオ、リュカオンのカリスト、アゲノールのエウロパ。それから、トロス王の美男子ガニュメデスがいた。詩人たちが伝説的に語っているように、ジュピターは鷲の姿になって彼を背に乗せて天に運んだのだ。…だから、最初の乙女をイオ、2番目をエウロパ、3番目を光の威厳ゆえにガニュメデス、4番目をカリストと呼ぶのは間違いではないと思う。… [ 17 ]
マリウスの命名法が広く採用されたのは数世紀後（20世紀半ば）になってからである。[ 20 ]初期の天文学文献の多くでは、イオは一般的にローマ数字表記（ガリレオが導入したシステム）で「木星I」[ 21 ]、または「木星の最初の衛星」[ 22 ] [ 23 ]と呼ばれていた。
この名前の一般的な英語の発音は/ ˈ aɪ oʊ /ですが、[ 24 ] [ 25 ]時には、より「本格的」な発音/ ˈ iː oʊ /を試みる人もいます。[ 25 ]この名前には、ラテン語でĪōと (まれに) Īōnという 2 つの競合する語幹があります。[ 26 ]後者は、英語の形容詞形であるIonian の基礎となっています。[ 27 ] [ 28 ] [ a ]
イオの地形は、イオ神話の登場人物や場所、さまざまな神話の火、火山、太陽、雷の神々、ダンテの『神曲』の登場人物や場所にちなんで名付けられており、表面の火山性の性質にふさわしい名前となっている。[ 29 ]ボイジャー1号が初めてイオの表面を間近で観測して以来、国際天文学連合はイオの火山、山、高原、大きなアルベド地形に249の名称を承認している。イオのさまざまな種類の火山地形に使用されている承認済み地形カテゴリには、パテラ（「円盤」、火山性窪地）、フルクタス（「流れ」、溶岩流）、ヴァリス（「谷」、溶岩流路）、および活動的な噴火中心（特定の火山で噴煙活動が火山活動の最初の兆候であった場所）が含まれる。名称のある山、高原、層状地形、楯状火山には、それぞれmons、mensa (「テーブル」)、planum、tholus (「円形」)という用語が含まれる。[ 29 ]名称のある明るいアルベド領域にはregioという用語が使用される。名称のある地形の例としては、プロメテウス、パン・メンサ、トヴァシュタル・パテラエ、ツィ・ゴアブ・フルクトゥスなどがある。 [ 30 ]
地球以外の惑星の衛星には、天文学文献で記号が与えられたことはありませんでした。準惑星の記号のほとんどを設計したソフトウェアエンジニアのデニス・モスコウィッツは、ギリシャ文字のイオタ（イオの頭文字）と木星の記号の横棒を組み合わせたものをイオの記号として提案しました（
）。この記号は広く使用されていません。[ 31 ]
イオの最初の観測は、1610年1月7日にガリレオ・ガリレイがパドヴァ大学で20倍の屈折望遠鏡を使って行ったと報告されている。しかし、その観測では、ガリレオは望遠鏡の倍率が低かったため、イオとエウロパを分離することができず、2つは1つの光点として記録された。イオとエウロパが別々の天体として初めて観測されたのは、翌日の1610年1月8日（IAUがイオの発見日としている日）にガリレオが木星系を観測した時である。[ 1 ] イオと木星の他のガリレオ衛星の発見は、1610年3月にガリレオの『星界報告』で発表された。 [ 32 ] 1614年に出版された彼の『木星世界』の中で、シモン・マリウスは、ガリレオの発見の1週間前の1609年にイオと木星の他の衛星を発見したと主張した。ガリレオはこの主張に疑問を抱き、マリウスの研究を盗作として退けた。いずれにせよ、マリウスの最初の記録された観測はユリウス暦で1609年12月29日であり、これはガリレオが使用したグレゴリオ暦では1610年1月8日に相当する。[ 33 ]ガリレオがマリウスより先に研究を発表したことから、ガリレオがこの発見の功績を認められている。[ 34 ]
その後2世紀半の間、イオは天文学者の望遠鏡では未解決の5等級の光点として残りました。17世紀には、イオと他のガリレオ衛星は、経度を決定する初期の方法[ 35 ]、ケプラーの惑星運動の第3法則の検証、木星と地球の間を光が伝わるのに必要な時間の決定[ 32 ]など、さまざまな目的で使用されました。天文学者ジョヴァンニ・カッシーニらが作成した暦に基づいて、ピエール＝シモン・ラプラスは、イオ、エウロパ、ガニメデの共鳴軌道を説明する数学理論を作成しました[ 32 ]。この共鳴は後に、3つの衛星の地質に大きな影響を与えていることがわかりました[ 36 ]。
19世紀後半から20世紀にかけて望遠鏡技術が向上したことで、天文学者はイオの表面の大きな特徴を分解（つまり、別々の物体として見る）することが可能になった。1890年代、エドワード・E・バーナードは、イオの赤道域と極域の明るさの差を初めて観測し、これが同時代の天文学者ウィリアム・ピッカリングが提唱したイオが卵形であることや、バーナードが当初提唱した2つの別々の物体であることではなく、2つの領域の色とアルベドの違いによるものであると正しく判断した。[ 22 ] [ 23 ] [ 37 ]その後の望遠鏡による観測で、イオの赤褐色の極域と黄白色の赤道帯が確認された。[ 38 ]
20世紀半ばの望遠鏡による観測は、イオの特異な性質を示唆し始めた。分光観測では、イオの表面には水氷が存在しないことが示唆された（水氷は他のガリレオ衛星には豊富に存在する物質である）。[ 39 ]同じ観測では、表面はナトリウム塩と硫黄からなる蒸発物で覆われていることが示唆された。[ 40 ]電波望遠鏡による観測では、イオの軌道周期に関連した10メートル波長のバーストによって示されるように、イオが木星の磁気圏に影響を与えていることが明らかになった。[ 41 ]
イオを最初に通過した宇宙船は、1973年12月3日と1974年12月2日にそれぞれ通過したパイオニア10号と11号でした。 [ 42 ]電波追跡によりイオの質量の推定値が向上し、入手可能な最良のサイズ情報と合わせて、イオはガリレオ衛星の中で最も密度が高く、主に水氷ではなくケイ酸塩岩で構成されていることが示唆されました。[ 43 ]パイオニアはまた、イオの軌道付近に薄い大気と強い放射線帯が存在することも明らかにしました。パイオニア11号に搭載されたカメラは、どちらの宇宙船でも得られなかったイオの唯一の良好な画像を撮影し、北極域と黄色みを帯びた色合いを示しました。[ 44 ]パイオニア10号の接近時に近接画像が計画されていましたが、高放射線環境のため失われました。[ 42 ]
1979年に双子の探査機ボイジャー 1号とボイジャー 2号がイオを通過した際、より高度な画像システムにより、はるかに詳細な画像が得られた。ボイジャー 1号は1979年3月5日に20,600 km (12,800 mi)の距離からイオを通過した。[ 45 ]接近中に送られてきた画像には、衝突クレーターのない奇妙な多色の景観が映し出されていた。[ 46 ] [ 47 ]最高解像度の画像には、奇妙な形の窪み、エベレスト山よりも高い山々、火山溶岩流に似た地形が点在する比較的若い表面が映し出されていた。[ 46 ] [ 48 ]
遭遇直後、ボイジャーの航行エンジニアであるリンダ・A・モラビトは、画像の1つで表面から噴出するプルームに気づいた。[ 49 ]ボイジャー1号の他の画像の分析では、表面に9つのプルームが散らばっていることが示され、イオが火山活動を行っていることが証明された。[ 50 ]この結論は、ボイジャー 1号の遭遇の直前にスタン・ピール、パトリック・カッセン、RT・レイノルズによって発表された論文で予測されていた。著者らは、イオの内部はエウロパとガニメデとの軌道共鳴によって引き起こされる大きな潮汐加熱を受けているに違いないと計算した（このプロセスの詳細については、 「潮汐加熱」のセクションを参照）。 [ 51 ]このフライバイのデータによると、イオの表面は硫黄と二酸化硫黄の霜で覆われている。これらの化合物は、イオの薄い大気と、イオの軌道を中心とするプラズマのトーラス（これもボイジャーによって発見された）でも支配的である。[ 52 ] [ 53 ] [ 54 ]
ボイジャー 2号は1979年7月9日にイオを113万km（70万マイル）の距離で通過した。ボイジャー1号ほど接近はしなかったものの、2機の探査機が撮影した画像を比較すると、2回の接近の間に4ヶ月の間に表面でいくつかの変化が起こったことがわかった。さらに、ボイジャー2号が木星系を離れる際に三日月形をしたイオを観測したところ、3月に観測された9つの噴煙のうち7つが1979年7月にもまだ活動しており、ペレ火山だけがフライバイの間に活動を停止していたことが明らかになった。[ 55 ]
ガリレオ探査機は、地球から6年間の旅を経て1995年に木星に到着し、2機のボイジャー探査機の発見と、その間に行われた地上観測の成果を追跡調査した。イオは木星の最も強い放射線帯の1つに位置していたため、長時間の接近フライバイは不可能だったが、ガリレオは木星系を研究する2年間の主要ミッションのために軌道に入る直前にイオに接近した。1995年12月7日の接近フライバイでは画像は撮影されなかったが、この遭遇は、内太陽系の岩石惑星で見られるものと同様の大きな鉄の核の発見など、重要な成果をもたらした。[ 56 ]
近接画像が不足し、機械的な問題により取得できるデータ量が大幅に制限されたにもかかわらず、ガリレオの主要ミッション中にいくつかの重要な発見がなされました。ガリレオはピラン・パテラの大規模な噴火の影響を観測し、火山噴火はマグネシウムに富む苦鉄質および超苦鉄質の組成を持つケイ酸塩マグマで構成されていることを確認しました。[ 57 ]主要ミッション中、ほぼすべての軌道でイオの遠方画像が取得され、多数の活火山（表面の冷却中のマグマからの熱放射と火山噴煙の両方）、形態が大きく異なる多数の山、ボイジャー時代とガリレオ時代の間、およびガリレオの軌道間で発生したいくつかの表面変化が明らかになりました。[ 58 ]
ガリレオミッションは1997年と2000年の2回延長された。これらの延長ミッション中、探査機は1999年後半から2000年前半にかけて3回、2001年後半から2002年前半にかけて3回、イオをフライバイした。これらの接近時の観測により、イオの火山や山で起こっている地質学的プロセスが明らかになり、磁場の存在が否定され、火山活動の規模が実証された。[ 58 ]
2000年12月、カッシーニ探査機は土星に向かう途中で木星系に短時間接近し、ガリレオ探査機との共同観測が行われた。これらの観測により、トヴァシュタル・パテラエに新たな噴煙が発見され、イオのオーロラに関する知見が得られた。[ 59 ]
冥王星とカイパーベルトに向かう途中のニューホライズンズ探査機は、2007年2月28日に木星系とイオを通過した。この接近中に、イオの遠距離観測が多数行われた。これには、トヴァシュタルの大きな噴煙の画像が含まれており、1979年のペレの噴煙の観測以来、イオニア最大の火山噴煙の詳細な観測が初めて行われた。[ 60 ]ニューホライズンズはまた、ギル・パテラ近くの火山の噴火初期段階の画像や、ガリレオ以降に発生したいくつかの火山噴火の画像も撮影した。[ 60 ]
ジュノー探査機は2011年に打ち上げられ、2016年7月5日に木星の周回軌道に入りました。ジュノーのミッションは主に、木星の内部、磁場、オーロラ、極域大気についての理解を深めることに重点を置いています。[ 61 ]ジュノーの54日間の軌道は、木星の極域をよりよく特徴づけ、惑星の厳しい内側放射線帯への露出を制限し、木星の衛星との接近を制限するために、非常に傾斜が強く、非常に偏心しています。最初の主要ミッション中にイオに最も接近したのは2020年2月で、距離は195,000キロメートルでした。[ 62 ] 2021年6月に始まったジュノーの延長ミッションでは、ジュノーの軌道歳差運動により、木星のガリレオ衛星との接近が可能になりました。[ 63 ] 2022年と2023年にイオとの接近を何度か繰り返した後、ジュノーは2023年12月30日[ 64 ]と2024年2月3日[ 65 ]に高度1,500キロメートルで2回の接近フライバイを実施した。これらの接近の主な目的は、ドップラー追跡を使用してイオの重力場の理解を深めることと、2007年に最後にイオが接近して観測されて以来の表面の変化を調べるためにイオの表面を撮影することであった。[ 66 ]
ジュノーは数回の周回中に、広角可視光カメラであるJunoCamを使用して遠くからイオを観測し、火山噴煙を探したり、近赤外線分光計およびイメージャーであるJIRAMを使用してイオの火山からの熱放射を監視したりしました。 [ 62 ] [ 67 ] JIRAM近赤外線分光法は、これまでのところ、イオの表面全体にわたる二酸化硫黄の霜の粗いマッピングと、2.1μmと2.65μmで太陽光を弱く吸収する微量の表面成分のマッピングを可能にしました 。[ 68 ] 2022年から2024年にかけてのイオへの接近飛行中にジュノー探査機に搭載された木星赤外線オーロラマッピング装置（JIRAM） による観測では、アミラニ、プロメテウス、セス、クラン、トヴァシュタル、ダイダロス、カネヘキリ、マスビ、ギルで火山活動が継続していることが確認され、場合によっては噴火期間が45年を超えていることが示唆された。[ 69 ]セス・パテラの北東に、ガリレオ時代の画像には対応する光学的特徴がなく、2001 年以降に形成されたことを示す、約 130 × 40 キロメートルの広範囲にわたる活発な溶岩流が検出された。南緯 79 度、東経 60 度付近に位置する、これまで認識されていなかった「未知の 13」と呼ばれる地点には、ボイジャーやガリレオの地図には関連する地形が見られない、長さ約 100 キロメートルの線状の熱的特徴が見られる。[ 69 ] 2024 年 12 月 27 日に検出された大規模な噴火に関連して、イリリコン レギオの南極域で非常に広範囲にわたる新しい溶岩流が観測された。[ 69 ]
木星系には今後予定されているミッションが 2 つあります。木星氷衛星探査機(Juice) は、ガニメデ軌道に到達することを目的とした欧州宇宙機関の木星系へのミッションです。 [ 70 ] Juice は 2023 年 4 月に打ち上げられ、2031 年 7 月に木星に到着する予定です。[ 71 ] [ 72 ] Juice はイオに接近することはありませんが、ガニメデ軌道投入前の 2 年間の木星周回フェーズ中に、狭角カメラなどの機器を使用してイオの火山活動を監視し、表面組成を測定します。エウロパ クリッパーは、木星の衛星エウロパに焦点を当てた、NASA の木星系へのミッションです。Juice と同様に、エウロパ クリッパーもイオに接近することはありませんが、遠距離からの火山監視は可能です。エウロパ・クリッパーは2024年10月に打ち上げられ、2030年に木星に到着する予定である。[ 73 ] [ 74 ]
イオ火山観測機（IVO）は、低コストのディスカバリー級ミッションとしてNASAに提案され、2020年に他の3つのミッションとともにフェーズA研究に選ばれた。IVOは2029年1月に打ち上げられ、2030年代初頭から木星の周回軌道上でイオを10回フライバイする予定だった。[ 75 ] [ 76 ]しかし、金星ミッションのDAVINCI+とVERITASが優先して選ばれた。[ 77 ]同様に、イオフライバイ・リピートエンカウンター（FIRE）はイオへのフライバイミッションとして提案され、NASAのニューフロンティア計画の一部となる予定だったが、最終的には選ばれなかった。[ 78 ]
イオは木星の中心から421,700 km (262,000マイル) 、雲頂から350,000 km (217,000マイル)の距離で木星を周回しています。イオは木星のガリレオ衛星の中で最も内側に位置し、その軌道はテーベとエウロパの軌道の間にあります。木星の内側の衛星を含めると、イオは木星から5番目に外側にある衛星です。イオが木星を一周するのに約42.5時間 (1.77 日) かかります (一晩の観測でその動きを観測できるほど速い)。イオはエウロパと2:1の平均運動軌道共鳴、ガニメデと4:1の平均運動軌道共鳴にあり、エウロパが1周するごとにイオは木星を2周し、ガニメデが1周するごとにイオは4周します。この共鳴はイオの軌道離心率（0.0041）を維持するのに役立ち、それがイオの地質活動の主な熱源となる。[ 51 ]この強制的な離心率がなければ、イオの軌道は潮汐散逸によって円形になり、地質活動の少ない世界になるだろう。[ 51 ]
他のガリレオ衛星や月と同様に、イオは公転周期と同期して自転し、常に片面が木星にほぼ向いています。この同期がイオの経度系の定義となります。イオの本初子午線は木星直下点で赤道と交わります。常に木星に面しているイオの面は木星直下半球と呼ばれ、常に木星から遠ざかっている面は木星反対半球と呼ばれます。常にイオが軌道上で移動する方向に面しているイオの面は先行半球と呼ばれ、常に反対方向に面している面は後続半球と呼ばれます。[ 79 ]
イオは木星の磁場の形成に重要な役割を果たしており、40万ボルトの電圧を発生させ、300万アンペアの電流を生み出す発電機として機能し、イオンを放出することで、木星の磁場を本来の2倍以上の大きさに膨張させています。[ 21 ]木星の磁気圏は、イオの薄い大気からガスと塵を毎秒1トンの割合で掃き集めています。 [ 80 ]この物質は主に、イオン化された硫黄、原子状の硫黄、酸素、塩素、原子状のナトリウムとカリウム、分子状の二酸化硫黄と硫黄、塩化ナトリウムの塵で構成されています。[ 80 ] [ 81 ]これらの物質はイオの火山活動に由来し、木星の磁場や惑星間空間に逃げる物質はイオの大気から直接来ています。これらの物質は、イオン化状態や組成に応じて、木星の磁気圏にあるさまざまな中性雲や放射線帯にたどり着き、場合によっては最終的に木星系から放出される。[ 82 ]
イオの周囲には、中性の硫黄、酸素、ナトリウム、カリウム原子からなる雲があり、イオの半径の最大6倍の距離まで広がっています。これらの粒子はイオの上層大気で発生し、プラズマトーラス内のイオンとの衝突やその他のプロセスによって励起され、イオのヒル球（イオの重力が木星の重力よりも優勢な領域）を満たします。この物質の一部はイオの重力から逃れ、木星の周回軌道に入ります。20時間かけて、これらの粒子はイオから広がり、バナナ型の中性雲を形成します。この雲は、イオの軌道の内側で前方、またはイオの軌道の外側で後方のいずれかで、イオから木星の半径の6倍まで達することがあります。[ 80 ]これらの粒子を励起する衝突プロセスは、プラズマトーラス内のナトリウムイオンに電子を与えることもあり、その結果、トーラスからこれらの新しい「高速」中性粒子が除去されます。これらの粒子は速度（イオでの軌道速度 17 km/sに対し70 km /s）を維持し、イオから遠ざかるジェットとして放出される。[ 83 ]
イオは、イオプラズマトーラスと呼ばれる強烈な放射線の帯の中を公転しています。このドーナツ型のリング内のイオン化された硫黄、酸素、ナトリウム、塩素のプラズマは、イオを取り囲む「雲」の中性原子がイオン化され、木星の磁気圏によって運ばれるときに発生します。[ 80 ]中性雲の粒子とは異なり、これらの粒子は木星の磁気圏と共回転し、木星の周りを 秒速 74 km で公転しています。木星の磁場の他の部分と同様に、プラズマトーラスは木星の赤道とイオの軌道面に対して傾いているため、イオはプラズマトーラスの中心の下に位置することもあれば、上に位置することもあります。前述のように、これらのイオンの速度とエネルギーレベルが高いことが、イオの大気から中性原子と分子が除去され、中性雲が広がる原因の一部となっています。トーラスは 3 つのセクションで構成されています。イオの軌道のすぐ外側にある外側の「暖かい」トーラス。木星からイオまでの距離付近に位置する、中性源領域と冷却プラズマからなる「リボン」と呼ばれる垂直方向に伸びた領域と、木星に向かってゆっくりと螺旋状に落下する粒子からなる内側の「冷たい」トーラスがある。[ 80 ]トーラス内に平均40日間留まった後、「暖かい」トーラス内の粒子は脱出し、木星の異常に大きな磁気圏の一因となっている。これらの粒子の外向きの圧力が内部から磁気圏を膨張させている。[ 84 ]磁気圏プラズマの変動として検出されたイオからの粒子は、ニューホライズンズによって長い磁気尾の奥深くまで検出されている。プラズマトーラス内の同様の変動を研究するために、研究者たちはそれが放出する紫外線を測定した。このような変動はイオの火山活動の変動と明確に結び付けられてはいないが、中性ナトリウム雲ではこの関連性が確立されている。[ 85 ]
1992年に木星に接近した際、ユリシーズ探査機は木星系から放出される塵サイズの粒子の流れを検出した。[ 86 ]これらの個別の流れの塵は、毎秒数百キロメートルを超える速度で木星から離れて移動し、平均粒子サイズは10μmで、主に塩化ナトリウムで構成されている。[ 81 ] [ 87 ]ガリレオによる塵の測定では、これらの塵の流れはイオで発生したことが示されたが、イオの火山活動によるものか、表面から除去された物質によるものかなど、これらがどのように形成されるかは正確には不明である。[ 88 ]
イオが横断する木星の磁場は、イオの大気と中性雲を木星の極上層大気に結合させ、イオ磁束管と呼ばれる電流を生成します。[ 80 ]この電流は、木星の極域にイオの足跡と呼ばれるオーロラの光を発生させ、イオの大気にもオーロラを発生させます。このオーロラの相互作用による粒子は、可視波長で木星の極域を暗くします。地球と木星に対するイオとそのオーロラの足跡の位置は、我々の視点からの木星の電波放射に強い影響を与えます。イオが見えるときは、木星からの電波信号が著しく増加します。 [ 41 ] [ 80 ]現在木星の周回軌道にあるジュノーミッションは、これらのプロセスを解明するのに役立つはずです。イオの電離層を通過する木星の磁力線も電流を誘導し、それが今度はイオの内部に誘導磁場を生成します。イオの誘導磁場は、イオの表面から50キロメートル下にある部分的に溶融したケイ酸塩マグマの海の中で生成されたと考えられている。[ 89 ]ガリレオ探査機は他のガリレオ衛星でも同様の誘導磁場を発見しており、それらの衛星の内部にある液体の水の海の中で生成された可能性がある。[ 90 ]
2024年に科学誌ネイチャーに掲載された国際研究によると、ガリレオ探査機の過去のデータが示唆していたように、多数の火山や木星との潮汐相互作用にもかかわらず、衛星イオにはマグマの海は存在しないという。科学者たちは、ジュノー探査機による最近の2回の飛行のデータを使用し、イオの表面の下には、これまで考えられていたようなマグマの海ではなく、「ほぼ」固体のマントルが存在すると主張した。[ 91 ]
イオは地球の月よりわずかに大きい。平均半径は1,821.3 km (1,131.7 mi) (月より約5%大きい)、質量は8.9319 × 10⁻⁶ Kである。 質量は22kg（月より約21%大きい）。わずかに楕円形をしており、最長軸は木星の方向を向いている。ガリレオ衛星の中では、質量と体積の両方において、イオはガニメデとカリストより小さいが、エウロパより大きい。 [ 92 ]
イオとエウロパは主にケイ酸塩岩と鉄で構成されており、その組成は、主に水氷とケイ酸塩の混合物で構成されている太陽系外縁部の他の衛星よりも、地球型惑星に近い。イオの密度は3.5275 g/cm³で、太陽系のどの正周期衛星よりも高い値です。他のガリレオ衛星（特にガニメデとカリストの密度は約 3.5275 g/cm³）よりもかなり高い値です。1.9 g/cm 3 ) であり、月の密度よりわずかに高い (約 5.5%)3.344 g/cm 3およびエウロパの2.989 g/cm 3。[ 7 ]ボイジャーとガリレオによるイオの質量、半径、および四重極重力係数（物体内部の質量分布に関連する数値）の測定に基づくモデルは、イオの内部がケイ酸塩に富む地殻とマントルと鉄または硫化鉄に富む核とに分かれていることを示唆している。[ 56 ]イオの金属核は、その質量の約 20% を占めている。[ 93 ]核に含まれる硫黄の量に応じて、核がほぼ完全に鉄で構成されている場合は半径が350 ～ 650 km (220 ～ 400 mi)の間、鉄と硫黄の混合物で構成される核の場合は半径が550 ～ 900 km (340 ～ 560 mi)の間になる。ガリレオ探査機の磁力計はイオの内部固有磁場を検出できなかったため、核は対流していないと考えられる。[ 94 ]
イオの内部組成のモデル化では、マントルは少なくとも75%がマグネシウムに富む鉱物フォルステライトで構成され、全体的な組成はLコンドライトやLLコンドライト隕石に似ており、鉄含有量は（ケイ素と比較して）月や地球より高く、火星より低いことが示唆されている。[ 95 ] [ 96 ]イオで観測された熱流を支えるために、イオのマントルの10～20%が溶融している可能性があるが、高温火山活動が観測された領域では溶融率が高い可能性がある。[ 97 ]しかし、2009年のガリレオ磁力計データの再解析により、イオに誘導磁場が存在することが明らかになり、表面から50km （31マイル）下にマグマオーシャンが必要であることが示された。 [ 89 ] 2011年に発表されたさらなる解析により、そのようなオーシャンの直接的な証拠が示された。[ 98 ]この層は厚さ 50 km で、イオのマントルの約 10% を占めると推定されています。マグマオーシャンの温度は 1,200 °C に達すると推定されています。イオのマントルの部分溶融率が 10～20% であることは、この可能性のあるマグマオーシャンに相当量の溶融ケイ酸塩が存在するという要件と一致するかどうかは不明です。[ 99 ]イオの岩石圏は、イオの広範囲にわたる火山活動によって堆積した玄武岩と硫黄で構成されており、少なくとも12 km (7.5 mi) の厚さがあり、おそらく40 km (25 mi)未満です。[ 93 ] [ 100 ]
地球や月とは異なり、イオの内部熱の主な発生源は、放射性同位体の崩壊ではなく、イオとエウロパおよびガニメデの軌道共鳴による潮汐散逸である。 [ 51 ]このような加熱は、イオの木星からの距離、軌道離心率、内部の組成、および物理状態に依存する。[ 97 ]エウロパおよびガニメデとのラプラス共鳴により、イオの離心率が維持され、イオ内部の潮汐散逸によって軌道が円形化されるのを防いでいる。共鳴軌道は、イオと木星との距離を維持するのにも役立っている。そうでなければ、木星で発生した潮汐により、イオは親惑星からゆっくりと外側に螺旋状に離れていくことになる。[ 101 ]イオが受ける潮汐力は、月によって地球が受ける潮汐力の約 20,000 倍強く、イオが軌道上の近点と遠点にあるときの潮汐膨張の垂直方向の差は、最大で100 m (330フィート)にもなる可能性があります。[ 102 ]この変動する潮汐力によってイオの内部で発生する摩擦または潮汐散逸は、共鳴軌道がなければイオの軌道を円形化するために使われていたはずのエネルギーですが、イオの内部で大きな潮汐加熱を引き起こし、イオのマントルと核のかなりの部分を溶かします。生成されるエネルギー量は、放射性崩壊のみによって生成されるエネルギーの最大 200 倍にもなります。[ 12 ]この熱は火山活動の形で放出され、観測されている高い熱流量（全球合計：0.6～1.6×10 14 W）を生み出している。[ 97 ]イオの軌道モデルは、イオ内部の潮汐加熱量が時間とともに変化することを示唆しているが、現在の潮汐散逸量は観測された熱流量と一致している。[ 97 ] [ 103 ]潮汐加熱と対流のモデルは、潮汐エネルギー散逸とマントルから表面への熱の対流に同時に一致する一貫した惑星粘性プロファイルを見つけていない。[ 103 ] [ 104 ]
イオの多くの火山に現れる熱の起源は、木星とその衛星エウロパの重力による潮汐加熱であるという点で概ね合意が得られているものの、火山の位置は潮汐加熱で予測される位置にはない。火山は東に30～60度ずれている。[ 105 ]タイラーら（2015）が発表した研究では、この東へのずれは、地表下の溶融岩の海によって引き起こされている可能性があると示唆している。このマグマの移動は、その粘性による摩擦によって余分な熱を発生させる。この研究の著者らは、この地下の海は溶融岩と固体岩の混合物であると考えている。[ 106 ]
太陽系の他の衛星も潮汐加熱されており、地下のマグマや水の海との摩擦によってさらに熱を発生させる可能性がある。地下の海で熱を発生させるこの能力は、エウロパやエンケラドゥスのような天体に生命が存在する可能性を高める。[ 107 ] [ 108 ]
月、火星、水星の古代の表面に関する経験に基づき、科学者たちはボイジャー1号が最初に撮影したイオの画像に多数の衝突クレーターが見られると予想していた。イオの表面全体に衝突クレーターが密集していれば、イオの年齢の手がかりが得られるはずだった。しかし、表面には衝突クレーターがほとんどなく、代わりに高い山々、さまざまな形や大きさの窪み、火山溶岩流が点在する滑らかな平原で覆われていることに驚いた。[ 46 ]それまでに観測されたほとんどの天体と比較すると、イオの表面はさまざまな硫黄化合物から生じるさまざまな色鮮やかな物質で覆われていた（そのため、イオは腐ったオレンジやピザに例えられた）。[ 109 ] [ 110 ]衝突クレーターがないことは、イオの表面が地球の表面のように地質学的に若いことを示しており、火山物質は生成されるとクレーターを絶えず埋めている。この結果は、ボイジャー1号によって少なくとも9つの活火山が観測されたことで見事に確認された。[ 50 ]
イオのカラフルな外観は、ケイ酸塩（斜方輝石など）、硫黄、二酸化硫黄など、広範囲にわたる火山活動によって堆積した物質の結果です。[ 111 ]二酸化硫黄の霜はイオの表面全体に遍在し、白または灰色の物質で覆われた広い領域を形成しています。硫黄もイオの多くの場所で見られ、黄色から黄緑色の領域を形成しています。中緯度および極域に堆積した硫黄は、放射線によって損傷を受けることが多く、通常は安定している環状8鎖硫黄が分解されます。この放射線による損傷が、イオの赤褐色の極域を生み出します。[ 22 ]
爆発的な火山活動は、傘状の噴煙の形をとることが多く、硫黄やケイ酸塩の物質で表面を覆います。イオの噴煙堆積物は、噴煙中の硫黄と二酸化硫黄の量に応じて、赤または白に着色されることがよくあります。一般的に、脱ガスした溶岩から火山噴火口で形成された噴煙には、より多くのS2が含まれており、赤い「扇状」の堆積物、または極端な場合には、大きな（多くの場合、中心噴火口から450 kmまたは280マイルを超える）赤い環状の堆積物を生成します。 [ 112 ]赤い環状の噴煙堆積物の顕著な例は、ペレにあります。これらの赤い堆積物は、主に硫黄（一般的に3鎖および4鎖の分子硫黄）、二酸化硫黄、およびおそらく塩化スルホニルで構成されています。[ 111 ]ケイ酸塩溶岩流の縁で形成された噴煙（溶岩と既存の硫黄および二酸化硫黄の堆積物との相互作用による）は、白または灰色の堆積物を生成します。[ 113 ]
組成マッピングとイオの高い密度から、イオには水がほとんど、あるいは全く含まれていないことが示唆されているが、ギッシュ・バー・モンスの北西斜面を中心に、水氷や含水鉱物の小さなポケットが暫定的に確認されている。[ 114 ]イオは太陽系で知られている天体の中で最も水が少ない。[ 115 ]この水不足は、太陽系の進化の初期段階で木星がイオ付近の水のような揮発性物質を吹き飛ばすほど高温であったが、それより遠くではそうするほど高温ではなかったことが原因であると考えられる。[ 116 ]
イオの強制的な軌道離心率によって生じる潮汐加熱により、イオは太陽系で最も火山活動が活発な惑星となり、数百の火山中心と広範囲にわたる溶岩流が存在する。[ 14 ]大規模な噴火時には、数十キロメートル、あるいは数百キロメートルにも及ぶ溶岩流が生成され、そのほとんどは苦鉄質または超苦鉄質（マグネシウムに富む）組成の玄武岩質ケイ酸塩溶岩で構成されている。この活動の副産物として、硫黄、二酸化硫黄ガス、ケイ酸塩火砕物（灰など）が宇宙空間に最大200 km（120マイル）まで吹き上げられ、大きな傘状の噴煙を生成し、周囲の地形を赤、黒、白で彩り、イオの斑点状の大気と木星の広範囲にわたる磁気圏の物質を提供している。[ 117 ] [ 82 ]
イオの表面には、パテラと呼ばれる火山性の窪地が点在しており、一般的に平らな底面が急な壁で囲まれています。[ 118 ]これらの地形は地球のカルデラに似ていますが、地球のカルデラのように、空になった溶岩溜まりの崩壊によって形成されたかどうかは不明です。ある仮説では、これらの地形は火山岩床の露出によって形成され、その上の物質は吹き飛ばされるか、岩床に組み込まれるとされています。[ 119 ]チャアク・カマクストリ地域のガリレオ画像を使用して、さまざまな露出段階にあるパテラの例がマッピングされています。[ 120 ]地球や火星の同様の地形とは異なり、これらの窪地は一般的に楯状火山の頂上には位置しておらず、通常はより大きく、平均直径は41 km (25 mi)、最大のものはロキ・パテラで202 km (126 mi)です。[ 118 ]ロキはイオで最も活発な火山でもあり、平均してイオの全球熱出力の25%を占めている。[ 121 ]形成メカニズムが何であれ、多くのパテラの形態と分布は、これらの地形が構造的に制御されており、少なくとも半分は断層や山脈に囲まれていることを示唆している。[ 118 ]これらの地形は、2001年のギッシュ・バー・パテラの噴火のように、パテラの底に広がる溶岩流によるものか、溶岩湖の形をしたものかのいずれかで、火山噴火の場所となることが多い。[ 13 ] [ 122 ]イオの溶岩湖は、ペレのように継続的に転覆する溶岩地殻を持つか、ロキのように断続的に転覆する地殻を持つかのいずれかである。[ 123 ] [ 124 ]
溶岩流は、イオにおけるもう1つの主要な火山地形である。マグマは、パテラの底にある噴出口や平原の割れ目から地表に噴出し、ハワイのキラウエア火山で見られるような膨張した複合溶岩流を生成する。ガリレオ探査機からの画像により、プロメテウスやアミラニなど、イオの主要な溶岩流の多くは、古い溶岩流の上に小さな溶岩流が積み重なってできたものであることが明らかになった。[ 125 ]イオでは、より大規模な溶岩噴出も観測されている。例えば、プロメテウス溶岩流の先端は、 1979年のボイジャー探査機の観測から1996年のガリレオ探査機による最初の観測までの間に75～95km （47～59マイル）移動した。1997年の大噴火では、3,500km² （1,400平方マイル）を超える新鮮な溶岩が噴出し、隣接するピラン・パテラの底を水浸しにした。[ 57 ]
ボイジャーの画像の分析により、科学者たちはこれらの溶岩流は主に溶融硫黄のさまざまな化合物で構成されていると考えるようになりました。しかし、その後の地球からの赤外線研究とガリレオ探査機からの測定により、これらの溶岩流は苦鉄質から超苦鉄質の組成を持つ玄武岩質溶岩で構成されていることが示されています。[ 126 ]この仮説は、イオの「ホットスポット」、つまり熱放射位置の温度測定に基づいており、少なくとも1,300 K、場合によっては1,600 Kもの温度を示唆しています。 [ 127 ]噴火温度が2,000 Kに近づくという最初の推定値[ 57 ]は、温度をモデル化するために間違った熱モデルが使用されたため、過大評価であることが後に判明しました。[ 127 ] [ 126 ]
ペレ火山とロキ火山で噴煙が発見されたことが、イオが地質学的に活発である最初の兆候でした。[ 49 ]一般的に、これらの噴煙は、硫黄や二酸化硫黄などの揮発性物質がイオの火山から秒速1 km (秒速 0.62マイル)に達する速度で上空に噴出され、傘状のガスと塵の雲を形成するときに形成されます。これらの火山噴煙に含まれる可能性のあるその他の物質には、ナトリウム、カリウム、塩素などがあります。[ 128 ] [ 129 ]これらの噴煙は、2 つの方法のいずれかで形成されるようです。[ 130 ]ペレ火山から放出されるものなど、イオ最大の噴煙は、溶存硫黄と二酸化硫黄ガスが火山噴火口や溶岩湖の噴火マグマから放出され、しばしばケイ酸塩の火砕物を一緒に引きずりながら生成されるものです。[ 131 ]これらの噴煙は、表面に赤色（短鎖硫黄由来）と黒色（ケイ酸塩火砕物由来）の堆積物を形成します。このようにして形成された噴煙は、イオで観測された最大のものの1つであり、直径1,000 km（620マイル）を超える赤い環を形成します。このタイプの噴煙の例としては、ペレ、トヴァシュタル、ダジボグなどがあります。もう1つのタイプの噴煙は、迫り来る溶岩流が下にある二酸化硫黄の霜を蒸発させ、硫黄を上空に放出するときに生成されます。このタイプの噴煙は、二酸化硫黄からなる明るい円形の堆積物を形成することがよくあります。これらの噴煙は、高さが100 km（62マイル）未満であることが多く、イオで最も長寿命の噴煙の1つです。例としては、プロメテウス、アミラニ、マスビなどがあります。噴出した硫黄化合物は、イオの岩石圏の深部で硫黄の溶解度が低下するため、上部地殻に集中しており、ホットスポットの噴火様式を決定する要因となり得る。[ 131 ] [ 132 ] [ 133 ]
2024年12月27日、ジュノー探査機に搭載された木星赤外線オーロラマッピング装置（JIRAM）は、イオの南半球、南緯約73度、東経140度付近で前例のない火山噴火を観測した。この噴火は、ロキ・パテラの3倍の大きさである約65,000 km²の表面積を覆い、総出力は140～260 TWに達した。これは、イオで記録された中で最もエネルギーの高い火山噴火である可能性が高く、 2001年のスルト噴火（約80 TW）によって樹立された以前の記録を上回った。[ 134 ]南にある3つの隣接するホットスポット（P139、PV18、および名前のない地形）は、同時に出力をそれぞれ1 TW以上に増加させ、イオで観測された中で最も強力なホットスポットの1つとなった。[ 134 ]同時噴火した地形の温度分析によると、表面温度は 500～640 K であり、すべての明るさが互いに約 1 日以内に始まったことが示唆され、数百キロメートルにわたって横方向に伝播した単一の地下イベントを示唆している。観測結果は、イオの潮汐応答のジュノー重力測定と一致する、地球規模で溶融した浅いマグマの海ではなく、大規模なスポンジに類似した、大部分が固体の外殻を介して相互接続された広範囲の地域マグマ貯留層のモデルを支持している。[ 134 ]
イオには100～150の山がある。これらの山々は平均高さ6km （3.7マイル）で、南ブーザウレ山地では最大17.5 ± 1.5km （10.9 ± 0.9マイル）に達する。[ 15 ]地球の場合とは対照的に、山々はしばしば大きく（平均的な山は長さ157kmまたは98マイル）、孤立した構造物として現れ、明らかな地球規模の地殻変動パターンは見られない。[ 15 ]これらの山々で見られる巨大な地形を支えるには、硫黄ではなく、主にケイ酸塩岩からなる組成が必要である。[ 135 ]
イオの特徴的な外観を形作る広範囲にわたる火山活動にもかかわらず、その山々のほぼすべては地殻構造であり、火山によって形成されたものではありません。代わりに、イオの山々のほとんどは、リソスフェアの基底部にかかる圧縮応力の結果として形成され、その応力によってイオの地殻の塊が隆起し、衝上断層によって傾斜することがよくあります。[ 136 ]山の形成につながる圧縮応力は、火山物質の継続的な埋没による沈降の結果です。 [ 136 ]山の世界的な分布は、火山構造の分布とは逆のようです。火山が少ない地域では山が優勢であり、その逆もまた然りです。[ 137 ]これは、イオのリソスフェアには、圧縮（山の形成を促進）と伸張（パテラの形成を促進）が優勢な大規模な領域が存在することを示唆しています。[ 138 ]しかし、局所的には山とパテラが隣接していることが多く、マグマが山の形成中に形成された断層を利用して地表に到達することが多いことを示唆している。[ 118 ]
イオの山々（一般的には、周囲の平原より高くそびえる構造物）は、さまざまな形態を呈している。最も多いのは高原である。 [ 15 ]これらの構造物は、表面が険しい大きな平頂メサに似ている。他の山々は、かつて平坦だった表面からの緩やかな斜面と、圧縮応力によって隆起したかつての地下物質からなる急な斜面を持つ、傾斜した地殻ブロックのように見える。どちらのタイプの山々も、1つ以上の縁に沿って急な崖を持つことが多い。イオの山々のうち、火山起源と思われるものはごくわずかである。これらの山々は、小さな中央カルデラ付近の急な斜面（6～7°）と縁に沿った緩やかな斜面を持つ、小さな楯状火山に似ている。 [ 139 ]これらの火山性の山々は、イオの平均的な山よりも小さいことが多く、平均して高さはわずか1～2 km（0.6～1.2マイル） 、幅は40～60 km（25～37マイル）である。イオのいくつかの火山の形態から、ラ・パテラのように中央のパテラから薄い溶岩流が放射状に広がっている、はるかに緩やかな斜面を持つ他の楯状火山が存在すると推測されている。[ 139 ]
ほぼすべての山が何らかの劣化段階にあるように見える。イオニア山脈の麓には大規模な地滑り堆積物がよく見られ、これは土砂崩れが主な劣化形態であることを示唆している。イオのメサや高原には波状の縁がよく見られるが、これは二酸化硫黄がイオの地殻から浸食され、山の縁に沿って脆弱なゾーンが生じた結果である。[ 140 ]
イオは主に二酸化硫黄（SO₂）からなる極めて薄い大気を持っている。2 ) 微量成分には一酸化硫黄(SO)、塩化ナトリウム(NaCl)、原子状硫黄、酸素。 [ 141 ]大気は、時刻、緯度、火山活動、表面の霜の量によって密度と温度が大きく変化する。イオの最大大気圧は、空間的にはイオの木星反対半球と赤道沿いに見られ、時間的には表面の霜の温度がピークに達する午後の早い時間に見られ、3.3×10−5 ～ 3 × 10 −4 パスカル (Pa) または 0.3 ～ 3 nbar の範囲である。[141][142][143]火山噴煙では局所的なピークも見られ、圧力は 5×10−4～ 40×10−4Pa (5 ～ 40nbar) である。 [ 53 ]イオの大気圧はイオの夜側で最も低く、0.1×10−7～1×10−7Pa (0.0001 ～ 0.001nbar) まで低下します。 [ 141 ] [ 142 ]イオの大気温度は、二酸化硫黄が表面の霜と蒸気圧平衡にある低高度の表面温度から、大気密度が低いためイオのプラズマトーラス内のプラズマからの加熱とイオの磁束管からのジュール加熱が可能な高高度の 1,800 K まで変化します。 [ 141 ] [ 142 ]低圧により、一時的に二酸化硫黄を霜の多い領域から霜の少ない領域に再分配することと、プルーム物質がより厚い昼側の大気に再突入したときにプルーム堆積リングのサイズを拡大することを除いて、大気が表面に及ぼす影響は制限されます。 [ 141 ] [ 142 ]
イオの大気中のガスは木星の磁気圏によって剥ぎ取られ、イオを取り囲む中性雲、あるいはイオの軌道を共有しながら木星の磁気圏と共回転する電離粒子の環であるイオプラズマトーラスへと逃げる。 [ 84 ]この過程により、毎秒約1トンの物質が大気から除去されるため、大気は常に補充されなければならない。[ 80 ]最も劇的なSOの発生源は2つは火山噴煙で、10平均して毎秒4kgの二酸化硫黄がイオの大気中に放出されるが、そのほとんどは表面に凝縮する。 [ 144 ]イオの大気中の二酸化硫黄の大部分は、太陽光によるSO₂の昇華によって維持されている。2表面で凍結している。 [ 145 ]昼側の大気は、表面が最も暖かく、最も活発な火山噴煙が存在する赤道から 40° 以内の範囲にほぼ限定されている。 [ 146 ]昇華駆動の大気は、 SOが木星とは反対の半球で最も濃密であるという観測とも一致する2霜が最も豊富で、イオが太陽に近づくと最も密度が高くなります。 [ 141 ] [ 145 ] [ 147 ]しかし、観測された最高密度は火山噴出口付近で確認されているため、火山噴煙からの寄与も必要です。 [ 141 ]大気中の二酸化硫黄の密度は表面温度に直接関係しているため、イオの大気は夜間、またはイオが木星の影に入ると部分的に崩壊します（柱密度が約80%低下します[ 148 ]）。日食中の崩壊は、大気の最下部に一酸化硫黄の拡散層が形成されることである程度制限されますが、イオの夜側の大気の気圧は、正午過ぎのピーク時よりも2～4桁低くなっています。 [ 142 ] [ 149 ]イオの大気の微量成分であるNaCl、SO、O、S光解離、または太陽紫外線による化学分解のいずれかに由来する。2 ; または木星の磁気圏からの荷電粒子による表面堆積物のスパッタリング。 [ 145 ]
様々な研究者が、イオが木星の影に入ると、イオの大気が表面に凍結すると提唱している。その証拠として、「食後増光」があり、食の直後に月が霜で覆われたかのように少し明るく見えることがある。約15分後には明るさが通常に戻るが、これはおそらく霜が昇華によって消えたためと考えられる。[ 150 ] [ 151 ] [ 152 ] [ 153 ]地上望遠鏡で観測されるだけでなく、食後増光はカッシーニ探査機に搭載された機器を用いて近赤外線波長でも発見された。[ 154 ]この考えをさらに裏付ける証拠は、2013年にジェミニ天文台を用いて、木星との食の間、イオのSO2大気の崩壊と食後の再形成を直接測定したことで得られた。[ 155 ] [ 156 ]
イオが食を起こしているときに取得された高解像度の画像には、オーロラのような輝きが映し出されている。[ 129 ]地球の場合と同様に、これは粒子放射線が大気に衝突することによるものだが、この場合、荷電粒子は太陽風ではなく木星の磁場から来ている。オーロラは通常、惑星の磁極付近で発生するが、イオのオーロラは赤道付近で最も明るい。イオには固有の磁場がないため、イオ付近で木星の磁場に沿って移動する電子が直接イオの大気に衝突する。より多くの電子が大気と衝突し、最も明るいオーロラが発生するのは、磁力線がイオに接している場所（つまり赤道付近）である。これは、電子が通過するガスの柱が最も長い場所だからである。イオのこれらの接点に関連するオーロラは、木星の傾いた磁気双極子の向きの変化に伴って揺れることが観測されている。[ 157 ]イオの縁に沿った酸素原子（右の画像で赤く光っている部分）とイオの夜側のナトリウム原子（同じ画像で緑に光っている部分）からのより微かなオーロラも観測されている。[ 129 ]