Cette surface est également parsemée de plus de 100 montagnes qui sont soulevées par des phénomènestectoniques à la base de lacroûte desilicate. Certains de ces sommets sont plus hauts que lemont Everest, bien que le rayon de Io soit 3,5 fois plus petit que celui de laTerre et environ égal à celui de laLune. Contrairement à la plupart des lunes duSystème solaire externe, qui sont notamment composées deglace d'eau, Io est composée de roche desilicate entourant un noyau defer fondu ou depyrite.
Io est enrésonance orbitale 2:1 avec Europe et 4:1 avecGanymède : quand Europe parcourt une orbite, Io en parcourt deux ; similairement, Io conclut quatre orbites pour une seule de Ganymède — comme il y a plusieurs objets en résonance, on parle également derésonance de Laplace[6],[7],[8]. Cette résonance permet de maintenir l'excentricité orbitale de Io (0,0041) et produit ainsi la principale source de chaleur pour sonactivité volcanique[8],[9]. Sans cette excentricité forcée, l'orbite de Io deviendrait plus circulaire, conduisant à une activité géologiquement très affaiblie[10],[11].
Comme les autressatellites galiléens — et similairement à laLune vis-à-vis de laTerre — Io possède unerotation synchrone : sa période de révolution est la même que sa période de rotation, impliquant que la lune garde toujours la même face pointée vers Jupiter[6]. Cette particularité permet de définir le système deslongitudes sur Io : sonpremier méridien et sonéquateur se rencontrent au point subjovien[L&S 1]. Aussi, le côté de Io faisant toujours face à Jupiter est connu comme l'hémisphère subjovien, tandis que le côté qui fait toujours face à l'extérieur est connu comme l'hémisphère antijovien. Le côté de Io faisant toujours face à la direction dans laquelle Io se déplace sur son orbite est appelé hémisphère avant, tandis que le côté qui fait toujours face à la direction opposée est appelé hémisphère arrière[L&S 1],[12].
Depuis la surface de Io, Jupiter sous-tendrait un arc approchant 18,5°, faisant apparaître Jupiter comme ayant environ37 fois lataille apparente de la Lune dans le ciel terrestre[N 2],[5]. Cela correspond à une surface apparente dans le ciel environ 1 370 fois plus importante[N 3].
Schéma duréchauffement par effet de marée sur Io[26] : (A) La gravité des autres lunes galiléennes influence l'orbite de Io et maintient sonexcentricité ; (B) Du fait de cette orbite excentrique, la forme de Io change au cours de son orbite.
Contrairement à la Terre et à la Lune, la principale source dechaleur interne de Io provient d'unréchauffement par effet de marée, plutôt que de la désintégration desisotopesradioactifs[9]. Cet échauffement dépend de larésonance orbitale de Io avec Europe et Ganymède, de la distance de Io à Jupiter, de son excentricité orbitale, de la composition de son intérieur et de son état physique[26]. Ainsi, sa résonance avec Europe et Ganymède maintient l'excentricité de Io et empêche lesforces de marée de rendre son orbite circulaire[10]. Elle aide également à maintenir la distance de Io à Jupiter, sans quoi la formation de marées sur la planète ferait lentement s'éloigner la lune, comme c'est le cas pour la Lune vis-à-vis de la Terre[11].
Les forces de marée subies par Io sont environ 20 000 fois plus fortes que celles que subit la Terre du fait de la Lune. Aussi, la différence verticale dans son renflement de marée entre le moment où Io est à l'apoapside et aupériapside de son orbite pourrait mesurer jusqu'à 100 m[8],[27]. Le frottement produit à l'intérieur de Io en raison de cette traction variable crée un réchauffement, faisant fondre une quantité importante du manteau et du noyau de Io[28]. La quantité d'énergie produite est jusqu'à200 fois supérieure à celle produite uniquement à partir de la désintégration radioactive. Cette chaleur est libérée sous forme d'activité volcanique, générant l'importantflux thermique observé de 0,6 à 1,6 × 1014W[28]. Les modèles de son orbite suggèrent que la quantité de réchauffement de marée dans Io évoluerait avec le temps[29].
Bien qu'il y ait un consensus scientifique sur le fait que les nombreux volcans de la lune soient une conséquence de cet échauffement par effet de marée, ceux-ci ne se situent cependant pas aux positions prévues par ce modèle[8]. En effet, ils sont décalés de 30 à60 degrés vers l'est[30],[31]. En 2015, une étude suggère que ce déplacement vers l'est pourrait être causé par l'océan de magma sous la surface qui générerait une chaleur supplémentaire par friction en raison de saviscosité[32],[33].
D'autres satellites naturels du Système solaire subissent des réchauffements similaires. Cette capacité à générer de la chaleur dans un océan souterrain augmente les chances devie sur des corps commeEurope ou encoreEncelade, une lune deSaturne[34].
Mosaïque de la surface de Io d'après les données deVoyager et deGalileo[35].
Du fait des surfaces connues de la Lune, de Mars et deMercure, les scientifiques s'attendaient à observer de nombreuxcratères d'impact sur les premières images de Io parVoyager 1 en 1979, leur densité d'apparition sur la surface de la lune aurait alors fourni des indices sur son âge[36]. Cependant, les images renvoyées par lasonde spatiale montrent une surface presque complètement dépourvue de cratères d'impact[37]. Celle-ci est plutôt recouverte deplaines lisses parsemées de hautesmontagnes, defosses de différentes formes et tailles, ainsi que decoulées de lave[6].Voyager 1 observe par ailleurs au moins neuf volcans actifs lors de son survol[38].
Animation d'une rotation de Io réalisée à partir des images deGalileo etVoyager. Le grand anneau rouge entoure levolcan Pélé.
Contrairement à la plupart des objets célestes observés, la surface de Io est recouverte d'une variété de matériaux colorés à partir de divers composés sulfureux, ce nuancier de couleur amenant parfois la lune à être comparée à uneorange pourrie ou à unepizza[39],[40],[41]. L'absence de cratères d'impact indique que la surface de Io est géologiquement jeune : comme pour la surface terrestre, les matériaux volcaniques enfouissent continuellement les cratères au fur et à mesure de leur apparition. En conséquence, l'âge de sa surface serait en moyenne inférieur à un million d'années[8].
L'apparence colorée de Io est le résultat de matériaux déposés par son volcanisme extensif, notamment dessilicates tels que dupyroxène, dusoufre et dudioxyde de soufre[L&S 3]. Le gel de dioxyde de soufre est omniprésent sur la surface de Io, formant de grandes régions couvertes de matériaux blancs ou gris. Le soufre, quant à lui, forme des régions jaunes à jaune-vert[L&S 3]. Déposé dans les régions des latitudes moyennes et polaires, le soufre est souvent endommagé par le rayonnement, brisant lecyclooctasoufre normalement stable. Cela a pour conséquence de produire la teinte rouge-brune des régions polaires de Io, déjà observée depuis la fin duXIXe siècle[L&S 3],[42].
Levolcanisme explosif de Io, prenant souvent la forme de panaches en forme de parapluie, peint la surface avec des matériaux sulfureux et silicatés. Les dépôts de panache sur Io sont souvent colorés en rouge ou en blanc selon la quantité de soufre et de dioxyde de soufre dans le panache[L&S 3]. En règle générale, les panaches formés à partir de la lave dégazée contiennent une plus grande quantité dedisoufre produisant un dépôt rouge voire, dans les cas extrêmes, un grand anneau rouge dépassant souvent 450 km depuis le volcan[L&S 3]. Un exemple proéminent d'un tel dépôt de panache est le très large anneau rouge situé autour duvolcan Pélé[43],[44]. Ces dépôts rouges sont principalement constitués de soufre (généralement du soufre moléculaire à 3 et 4 chaînes), de dioxyde de soufre et peut-être dechlorure de sulfuryle[L&S 3].
En plus des volcans, on trouve à la surface de Io des montagnes non-volcaniques, de nombreux lacs desoufre fondu, descaldeiras profondes de plusieurs kilomètres et des étendues d'écoulements de fluides de basseviscosité de centaines de kilomètres de long, probablement composés d'une certaine forme de soufre fondu ou de silicates[L&S 3],[37].
La cartographie et la haute densité de Io suggèrent que Io contient peu voire pas d'eau, bien que de petites poches deglace d'eau ou de minéraux hydratés soient provisoirement identifiés, notamment sur le flanc nord-ouest duGish Bar Mons[45]. Par ailleurs, Io est le corps connu possédant le moins d'eau du Système solaire[46],[47]. La température à la surface de la lune varie de90 K (−183 °C) à130 K (−143 °C) en fonction du moment de la journée[L&S 4], pour une température moyenne de143 K (−130 °C)[8].
Depuis que la surface a été vue pour la première fois de près parVoyager 1, l'UAI reconnaît227 noms pour les caractéristiques de surface et les grandsalbédos de Io[49].
Lors d'une éruption majeure, des coulées de lave de plusieurs dizaines voire centaines de kilomètres de long peuvent être produites, constituées principalement de laves de silicate debasalte aux compositionsmafiques ouultramafiques — c'est-à-dire riches en magnésium[54]. Cette hypothèse repose sur des mesures de température despoints chauds de Io qui suggèrent des températures d'au moins1 300 K (1 027 °C) et certaines aussi hautes que1 600 K (1 327 °C)[55].
La surface de Io est parsemée de dépressions volcaniques appeléespaterae qui ont généralement des sols plats délimités par des parois abruptes[62]. Ces caractéristiques ressemblent à descaldeiras terrestres, mais il n'est pas certain que leur mécanisme de production soit par le biais d'effondrement au-dessus d'une chambre de lave vidée, comme c'est le cas sur Terre. Une hypothèse suggère que ces caractéristiques soient produites par l'exhumation desills volcaniques, et que le matériau sus-jacent est soit éjecté, soit intégré au sill[63]. Des exemples depaterae à divers stades d'exhumation sont cartographiés à l'aide d'imagesGalileo de larégion de Chaac-Camaxtli[64]. Contrairement à des caractéristiques similaires sur Terre et Mars, ces dépressions ne se trouvent généralement pas au sommet desvolcans boucliers et sont normalement plus grandes, avec un diamètre moyen de 41 km, le plus grand étantLoki Patera avec un diamètre de 202 km[62],[65]. Ce dernier est également le volcan le plus puissant de Io, contribuant en moyenne à 10 % de la production de chaleur globale de Io, alternant des périodes d'activités et d'inactivité d'environ 470 jours chacune[8].
Quel que soit le mécanisme de formation, les morphologie et distributions de nombreusespaterae suggèrent que ces caractéristiques sont structurellement contrôlées, avec au moins la moitié délimitées par des failles ou des montagnes[62]. Ces caractéristiques sont souvent le site d'éruptions volcaniques, soit des coulées de lave se répandant sur les planchers despaterae — comme lors d'une éruption dansGish Bar Patera en 2001 —, soit sous la forme delacs de lave[67],[53]. Les lacs de lave sur Io ont soit une croûte de lave se retournant continuellement, comme le volcan Pélé, soit une croûte se retournant de manière épisodique, comme pour Loki[68],[69].
Les coulées de lave représentent un autre terrain volcanique majeur sur Io. Le magma érupte depuis les cratères despaterae ou à partir de fissures dans les plaines, produisant des coulées de lave similaires à celles observées sur leKilauea àHawaï[70]. Les images de la sondeGalileo révèlent que bon nombre des principales coulées de lave de Io, comme celles deProméthée et d'Amirani, sont produites par l'accumulation de petites poussées de coulées de lave au-dessus des coulées plus anciennes[70]. De larges éruptions sont également observées sur Io. Par exemple, le bord d'attaque du flux de Prométhée s'est déplacé de 75 à 95 km entreVoyager 1 en 1979 et les premières observations deGalileo en 1996[71]. Aussi, les éruptions volcaniques sont très changeantes : durant les quatre mois séparant l'arrivée des sondesVoyager 1 et2, certaines d'entre elles se sont arrêtées et d'autres ont commencé[72].
Le soufre de l'atmosphère de Io est particulièrement riche en l'isotope34S, ce qui s'explique par une perte sélective de32S dans la haute atmosphère. La valeur de(34S/32S), 0,059 5 ± 0,003 8, implique que le volcanisme de Io est ancien (il a sans doute été toujours présent), et qu'il a été dans le passé jusqu'à cinq fois plus actif qu'aujourd'hui[73],[74].
Io possède de 100 à 150 montagnes. Ces structures font en moyenne 6 km de hauteur et atteignent un maximum de 17,5 ± 3 km au sud desBoösaule Montes — on peut également noter les 10,5 ± 1 km d'Euboea Montes[76],[77],[75],[78]. Ces montagnes sont étendues — d'une longueur de 157 km en moyenne — et isolées, ne présentant pas de motifs tectoniques globaux apparents, contrairement à celles sur Terre[76]. Pour soutenir leur grande taille, elles doivent être principalement composées de roche silicatée et non de soufre[79].
Même si le volcanisme étendu donne à Io son apparence distinctive, presque toutes ses montagnes sont desstructures tectoniques et ne sont pas produites par les volcans. Au lieu de cela, la plupart des montagnes ioniennes se forment à la suite de contraintes decompression à la base de lalithosphère, qui soulèvent et inclinent des morceaux de la croûte de Io parchevauchement[80]. Les contraintes de compression conduisant à la formation des montagnes sont le résultat de lasubsidence due à l'enfouissement continu de matériaux volcaniques[80]. La répartition des montagnes sur la lune semble être opposée à celle des structures volcaniques : les montagnes dominent les zones avec moins de volcans et inversement[81]. Cela suggère l'existence de grandes régions dans la lithosphère où la compression — support de la formation de la montagne — et l'extension — support de la formation de lapatera — dominent respectivement[82]. Localement, cependant, les montagnes et lespaterae sont souvent contiguës, suggérant que le magma remplit les failles formées lors de la formation des montagnes pour atteindre la surface[62].
Les structures s'élevant au-dessus des plaines de Io présentent une variété de morphologies. Lesplateaux restent les plus courants, ressemblent à de grandesmesas possédant un sommet plat[76]. D'autres montagnes semblent être des blocs crustaux inclinés — c'est-à-dire des morceaux de croûte —, avec une pente faible par rapport à la surface autrefois plate et une pente raide constituée de matériaux autrefois souterrains soulevés par des contraintes de compression[76]. Ces deux types de montagnes présentent souvent desescarpements abrupts le long d'un ou plusieursversants.
Seules quelques montagnes sur Io semblent avoir une origine volcanique. Elles ressemblent à de petitsvolcans boucliers, avec des pentes abruptes près d'une petitecaldeira centrale et des pentes faibles le long de leurs versants[84]. Ces montagnes volcaniques sont souvent plus petites que la moyenne des montagnes sur la lune, mesurant en moyenne seulement 1 à 2 km en hauteur et 40 à 60 km de largeur[84].
Presque toutes les montagnes semblent être à un stade avancé de dégradation. De grands dépôts deglissements de terrain sont courants à la base des montagnes ioniennes, ce qui suggère que l'instabilité gravitaire est la principale forme de dégradation[85]. Les marges festonnées sont également communes parmi les mesas et les plateaux de Io, probablement causé par la remontée de dioxyde de soufre depuis la croûte de Io et produisant des zones de faiblesse le long des bords des montagnes[85].
Image de Io prise en 1998 lors d'uneéclipse de Jupiter. Les différentes couleurs représentent l'émission de chaque composant de l'atmosphère (le vert provient de l'émission desodium, le rouge de l'émission d'oxygène et le bleu de l'émission de gaz volcaniques comme ledioxyde de soufre)[86].
À la différence des autressatellites galiléens, Io ne possède que peu ou pas d'eau dans son atmosphère[6] et est même l'objet connu du Système solaire possédant le moins d'eau[46],[47]. Cela est probablement une conséquence du fait qu'au début de l'évolution du Système solaire, Jupiter était assez chaude pour chasser les éléments volatils à proximité de Io mais pas assez chaude pour faire de même avec ses autres lunes[89],[90].
L'atmosphère de Io présente des variations importantes de densité et de température en fonction de l'heure de la journée, de la latitude, de l'activité volcanique et de l'abondance du gel en surface[L&S 5]. Lapression atmosphérique maximale sur Io se situe entre 3,3 × 10−5 et3,3 × 10−4pascals (Pa) ou 0,3 à3nbar, obtenue sur l'hémisphère le long de l'équateur de l'hémisphère antijovien et en début d'après-midi, lorsque la température du gel de surface culmine[91],[92]. Des pics localisés au niveau des panaches volcaniques sont également observés, avec des pressions de 5 × 10−4 à4 × 10−3Pa (5 à40nbar)[93]. La pression atmosphérique de Io est la plus basse du côté nocturne de Io, où la pression chute entre 10−8 et 10−7Pa (0,0001 à0,001nbar)[L&S 5],[91].
La température atmosphérique de Io augmente depuis la température de la surface, où le dioxyde de soufre est en équilibre avec le gel de surface avec une température moyenne de100 K (−173 °C)[L&S 4], jusqu'à1 800 K (1 527 °C) à des altitudes plus élevées où, grâce à sa densité plus faible, l'atmosphère est chauffée par le tore de plasma, un anneau de particulesionisées qui partage l'orbite de Io et qui co-oorbite avec la magnétosphère de Jupiter[L&S 5],[91].
Le gaz dans l'atmosphère de Io est emporté par la magnétosphère de Jupiter, s'échappant soit vers le nuage neutre qui entoure Io, soit vers son tore de plasma[94]. Environ une tonne de gaz est retirée de l'atmosphère par ce mécanisme chaque seconde, nécessitant qu'elle soit constamment reconstituée[95],[L&S 6]. Les panaches volcaniques sont les principales sources de nouvellement, envoyant 104kg de dioxyde de soufre dans l'atmosphère de Io en moyenne par seconde, bien que la plupart se condense à la surface[L&S 7]. Une autre partie est obtenue par lasublimation du SO2 présent sous forme de glace à la surface de la lune par le chauffage dû auxrayonnements solaires[88]. En conséquence, l'atmosphère du côté jour est en grande partie confinée à moins de 40° de l'équateur, où la surface est la plus chaude et où résident les panaches volcaniques les plus actifs[96]. Une atmosphère axée sur la sublimation est également cohérente avec les observations selon lesquelles l'atmosphère de Io est la plus dense sur l'hémisphère antijovien, où le SO2 solide est le plus abondant et le plus dense lorsque Io est plus proche du Soleil[L&S 5],[88],[97].
Eclipse de Io par Jupiter en 2007 vue parNew Horizons. La lave est visible : les trois points au sud de l'équateur sont les volcansPélé,Reiden etMarduk (de gauche à droite)[98].
Parce que la densité du dioxyde de soufre dans l'atmosphère est directement liée à la température de surface, celle-ci diminue substantiellement la nuit ou lorsque Io est dans l'ombre de Jupiter, provoquant dans le second cas une baisse d'environ 80 % de ladensité de colonne[99]. L'effondrement pendant l'éclipse est quelque peu limité par la formation d'une couche de diffusion de monoxyde de soufre SO dans la partie la plus basse de l'atmosphère, mais la pression atmosphérique de l'atmosphère nocturne de Io est inférieure de deux à quatre ordres de grandeur de celle à son maximum lorsque ensoleillée[100].
Il est supposé que l'atmosphère de Io se fige à la surface lorsqu'elle passe dans l'ombre de Jupiter. La preuve en est un« éclaircissement post-éclipse », où la lune apparaît parfois un peu plus brillante, comme si elle était couverte de givre immédiatement après l'éclipse[101]. Après environ15 minutes, la luminosité revient à la normale, probablement parce que le givre a alors disparu parsublimation[102],[103],[104],[105]. En plus d'être visible par des télescopes au sol, un éclaircissement post-éclipse est trouvé dans des longueurs d'ondeproche infrarouge lors de la missionCassini[106]. Un soutien supplémentaire à cette idée vient en 2013 lorsque l'Observatoire Gemini mesure directement l'effondrement de la quantité de dioxyde de soufre dans l'atmosphère pendant une éclipse de Jupiter, puis sa reformation après[107],[99],[108].
Les images haute résolution de Io acquises lorsqu'elle subit une éclipse révèlent une lueur semblable à uneaurore polaire[58]. Comme surTerre, cela est dû au rayonnement des particules frappant l'atmosphère, bien que dans ce cas les particules chargées proviennent duchamp magnétique de Jupiter plutôt que duvent solaire[109]. Les aurores se produisent généralement près des pôles magnétiques des planètes, mais celles de Io sont les plus brillantes près de son équateur[110]. Io ne possède pas de champ magnétique intrinsèque propre ; par conséquent, les électrons voyageant le long du champ magnétique de Jupiter près de Io ont un impact direct sur l'atmosphère de Io. Les électrons entrent en collision avec son atmosphère, produisant les aurores les plus brillantes là où leslignes de champ sonttangentes à Io — c'est-à-dire près de l'équateur car la colonne de gaz qu'ils traversent y est la plus longue[110]. On observe que les aurores associées à ces points tangents sur Io basculent avec le changement d'orientation dudipôle magnétique incliné du champ de Jupiter[111].
Représentation de la magnétosphère de Jupiter et de ses composants, influencés par Io (proche du centre de l'image) : le tore de plasma (en rouge), le nuage neutre (en jaune), le tube de flux (en vert) et les lignes du champ magnétique (en bleu)[112].
La magnétosphère de Jupiter balaie les gaz et la poussière de la mince atmosphère de Io à un taux d'unetonne par seconde[115]. Sans les ions s'échappant de l'atmosphère ionienne par cette interaction, le champ magnétique de Jupiter serait deux fois plus faible[95],[6]. Io orbite dans une ceinture de rayonnement intense connue sous le nom detore de Io composée deplasma qui rayonne intensément dans l'ultraviolet, le premier exemple découvert detore planétaire[95]. Comme le reste du champ magnétique de Jupiter, le tore de plasma est incliné par rapport à l'équateur de Jupiter (et au plan orbital de Io), de sorte que Io est successivement en dessous et au-dessus du noyau du tore de plasma. Le plasma du tore est en co-rotation avec Jupiter, ce qui signifie qu'ils tournent de façon synchrone et partagent la même période de rotation[95].
Autour de Io, à une distance allant jusqu'à six rayons ioniens de sa surface, se trouve un nuage d'atomes neutres desoufre, d'oxygène, desodium et depotassium[L&S 6]. Ces particules proviennent de la haute atmosphère de Io et sont excitées par des collisions avec des ions dans le tore plasma jusqu'à remplir lasphère de Hill de la lune — région où la gravité d'Io est dominante sur celle de Jupiter. Certaines de ces particules échappent à l'attraction gravitationnelle de Io et se mettent en orbite autour de Jupiter : elles se propagent depuis Io pour former un nuage neutre en forme debanane qui peut atteindre jusqu'à six rayons joviens depuis Io, soit à l'intérieur de l'orbite de Io et devant elle, soit à l'extérieur de l'orbite de Io et derrière elle[95],[L&S 6]. Le processus fournit également des ions sodium dans le tore plasma, ceux-ci étant ensuite éjectés dans des jets s'éloignant de la planète[116].
Par ailleurs, le champ magnétique de Jupiter couple l'atmosphère de Io et le nuage neutre à la haute atmosphère polaire de Jupiter engénérant un courant électrique appelé letube de flux de Io[L&S 6],[117]. Ce courant produit des lueurs aurorales dans les régions polaires de Jupiter, connues sous le nom d'« empreinte de Io » (enanglais :Io footprint), ainsi que des aurores dans l'atmosphère de Io[118],[119]. Les particules de cette interaction aurorale assombrissent les régions polaires joviennes aux longueurs d'onde visibles. L'empreinte aurorale de Io et son emplacement vis-à-vis de laTerre et de Jupiter a une forte influence sur l'intensité des émissions d'ondes radio joviennes captées sur Terre : lorsque Io est visible, les signaux radio reçus de Jupiter augmentent considérablement[L&S 6],[120].
Les lignes du champ magnétique de Jupiter qui dépassent laionosphère de Io induisent également un courant électrique, qui à son tour crée unchamp magnétique induit à l'intérieur de Io[121]. Il est supposé que le champ magnétique induit de Io soit généré dans un océan demagma desilicate partiellement fondu à50 kilomètres sous la surface de Io[22],[23]. Des champs induits similaires sont trouvés sur les autres satellites galiléens par la sondeGalileo, générés quant à eux dans les océans d'eau liquide salés souterrains[121],[122].
La première observation rapportée dessatellites galiléens est faite parGalilée le à l'aide d'unelunette astronomique ayant ungrossissement de 20 à l'Université de Padoue[L&S 8],[123]. Il s'agit des premiers satellites naturels découverts en orbite autour d'une autre planète que laTerre[6]. Cependant, durant cette observation, Galilée ne parvient pas à distinguer Io etEurope en raison de la faible puissance de sa lunette ; les deux sont donc enregistrés comme un seul point de lumière à cette occasion. Le lendemain, il les voit pour la première fois comme des corps séparés : le est donc considéré comme la date de découverte de Io par l'IAU[6],[3].
La découverte de Io et des autres satellites galiléens est publiée par l'astronome dans son ouvrageSidereus nuncius en[L&S 8]. En 1614, dans sonMundus Jovialis,Simon Marius prétend avoir découvert ces objets fin 1609, quelques semaines avant Galilée[L&S 8]. Ce dernier émet un doute sur cette affirmation et rejette le travail de Marius comme du plagiat[124]. Finalement, la paternité de la découverte de Io est attribuée à celui qui a publié en premier son travail, ce qui explique que Galilée soit le seul crédité[L&S 8],[124]. En revanche, Simon Marius est le premier à publier des tables astronomiques des mouvements des satellites en 1614[124],[125].
Galilée décide en tant que découvreur de nommer ces satellites d'après sesmécènes, lafamille Médicis, comme les« étoiles médicéennes »[123].
Cependant, bien queSimon Marius ne soit pas crédité pour la découverte des satellites galiléens, ce sont les noms qu'il leur a donnés qui restent dans la postérité[L&S 8],[125]. Dans sa publication de 1614,Mundus Jovialis, il propose plusieurs noms alternatifs pour la lune la plus proche de Jupiter, y compris« laMercure de Jupiter » et« la première planète jovienne »[124],[126]. À partir d'une suggestion deJohannes Kepler en, il conçoit également un schéma de dénomination selon lequel chaque lune est nommée d'après une amante dudieu grecZeus ou de son équivalentromain,Jupiter. Il nomme ainsi la lune alors la plus intérieure de Jupiter d'après la figure mythologique grecqueIo, une mortelle transformée envache par la jalousie d'Héra[6]. Il commente également :
« Tout d'abord, trois jeunes femmes qui ont été captivées par Jupiter pour un amour secret seront honorées, à savoir, Io, la fille du fleuveInachus (...) La première [lune] est appelée par moi Io (...) Io, Europe, le garçon Ganymède, et Callisto ont fait le bonheur du luxurieux Jupiter. »[127],[N 4]
— Simon Marius, Mundus Jovialis
Ces noms ne sont largement adoptés que des siècles plus tard, vers le milieu duXXe siècle[123],[128]. Dans une grande partie de la littérature astronomique antérieure, Io était généralement désigné par sa désignationnumérique romaine comme« JupiterI »[129] ou comme« le premier satellite de Jupiter »[42],[130], appellation qui perd en popularité après la découverte de satellites ayant des orbites plus intérieures commeAmalthée[131].
Unique image de Io prise parPioneer 11 (améliorée à droite)[143].
Pioneer 10 etPioneer 11 sont les premièressondes spatiales à atteindre Io, les et respectivement[144],[145]. Leurssurvols et le suivi radio permettent de mieux estimer la masse et la taille de Io suggérant que le satellite possède la densité la plus élevée des satellites galiléens et est ainsi principalement composé de roches silicatées plutôt que de glace d'eau[146]. Les sondes Pioneer révèlent la présence d'une mince atmosphère sur Io, ainsi qu'une ceinture de rayonnements intenses près de son orbite[144].
La caméra dePioneer 11 prend une seule image correcte de Io, montrant sa région polaire nord[143]. Des prises d'images rapprochées étaient prévues pour le passage dePioneer 10, mais le fort rayonnement entourant la lune a finalement provoqué la perte de ces observations[144].
Mosaïque deVoyager 1 couvrant la région polaire sud de Io[147].
Quand les sondes jumellesVoyager 1 etVoyager 2 visitent Io en 1979, leur système d'imagerie plus avancé permet d'obtenir des images beaucoup plus détaillées.Voyager 1 survole Io le à 20 600 km de sa surface[148]. Les images prises montrent une surface jeune et multicolore, vierge de toutcratère d'impact et ponctuée de montagnes plus hautes que l'Everest et de zones ressemblant à des coulées de lave[37].
Après ce survol, l'ingénieur de navigationLinda A. Morabito remarque un panache provenant de la surface sur l'une des images[149]. L'analyse des autres photographies met en évidence neuf panaches dispersés sur la surface, prouvant l'activité volcanique de Io[38]. Cette conclusion est prédite peu avant l'arrivée deVoyager 1 par Stan J. Peale, Patrick Cassen et R. T. Reynolds : ils calculent que l'intérieur du satellite doit être suffisamment réchauffé par lesforces de marée du fait de sarésonance orbitale avecEurope etGanymède[9]. Les données du survol révèlent que la surface de Io est dominée par des composés de soufre et dedioxyde de soufre. Ces composés prédominent dans l'atmosphère et le tore de plasma centré sur l'orbite de Io, également découvert parVoyager 1[150],[93],[151].
Voyager 2 survole Io le à une distance de 1 130 000 km[148]. Bien qu'elle ne se soit pas autant approchée queVoyager 1, des comparaisons entre les images prises par les deux engins spatiaux révèlent plusieurs changements de surface survenus au cours des quatre mois d'intervalle entre les survols. Une observation de Io sous forme de croissant parVoyager 2 montre que huit des neuf panaches observés en sont toujours actifs en juillet, seul levolcan Pélé ayant cessé son activité[152].
Image deGalileo en fausses couleurs montrant une tache sombre dans l'anneau rouge entourantPélé produite par une éruption majeure àPillan Patera en 1997[153].
La sonde spatialeGalileo arrive dans le système jovien en 1995 après un trajet de six ans depuis la Terre pour suivre les découvertes des deux sondesVoyager et les observations au sol prises dans les années intermédiaires[154]. L'emplacement de Io dans l'une des ceintures de rayonnement les plus intenses de Jupiter empêche un survol prolongé du satellite, maisGalileo le survole rapidement avant de se placer en orbite autour de Jupiter deux ans, le[L&S 9]. Bien qu'aucune image ne soit prise lors de ce survol rapproché, la rencontre renvoie des résultats significatifs tels que la découverte de son large noyau de fer, similaire à celui trouvé dans lesplanètes telluriques duSystème solaire interne[155],[L&S 9].
En dépit du manque d'imagerie rapprochée et des problèmes mécaniques qui limitent considérablement la quantité de données renvoyées, plusieurs découvertes importantes sont faites pendant la mission principale deGalileo[L&S 9]. La sonde observe les effets d'une éruption majeure dePillan Patera et confirme que les éruptions volcaniques sont composées de magmas silicates avecdes compositionsmafiques etultramafiques riches enmagnésium[71]. Du dioxyde de soufre et du soufre servant un rôle similaire à l'eau et audioxyde de carbone sur Terre[71]. Une imagerie distante de Io est acquise presque à chaque révolution de la sonde au cours de la mission principale, révélant un grand nombre de volcans actifs (à la fois grâce aux émissions thermiques du refroidissement du magma à la surface et aux panaches volcaniques), de nombreuses montagnes aux morphologies très variées et plusieurs changements de surface qui s'étaient déroulés à la fois depuis leprogrammeVoyager et entre chaque orbite deGalileo[L&S 9].
La missionGalileo est prolongée à deux reprises, en 1997 et 2000[154]. Au cours de ces missions prolongées, la sonde survole Io trois fois fin 1999 et début 2000 et trois autres fois fin 2001 et début 2002. Ces survols révèlent les processus géologiques se produisant sur les volcans et les montagnes de Io, excluent l'existence d'un champ magnétique intrinsèque et démontrent l'étendue de l'activité volcanique[L&S 9]. En, la sondeCassini-Huygens, en route versSaturne, observe conjointement le satellite avecGalileo. Ces observations révèlent un nouveau panache surTvashtar Paterae et fournissent des indications sur les aurores de Io[156].
Changements dans les caractéristiques de surface au cours des huit années entre les observations deGalileo et deNew Horizons[157].
La sondeNew Horizons, en route versPluton et laceinture de Kuiper, survole le système jovien le[158]. Au cours de la rencontre, de nombreuses observations lointaines de Io sont réalisées. Celles-ci révèlent un énorme panache sur Tvashtar Paterae, fournissant les premières observations détaillées du plus grand panache volcanique ionien depuis les observations du panache de Pélé en 1979[159].New Horizons photographie également un volcan dans les premiers stades d'une éruption[159],[160].
La sondeJuno est lancée en 2011 et entre en orbite autour de Jupiter le. Sa mission est principalement axée sur la récolte de données concernant l'intérieur de la planète, son champ magnétique, ses aurores et de son atmosphère polaire[161]. L'orbite deJuno est très inclinée et très excentrique afin de mieux observer les régions polaires de Jupiter et de limiter son exposition aux importantes ceintures de rayonnement internes de la planète. Cette orbite maintient égalementJuno hors des plans orbitaux de Io et des autres grandes lunes de Jupiter en général[161]. Si l'étude d'Io n'est pas un objectif principal de la mission, des données sont tout de même collectées lorsque le moment est opportun[162].
LeJupiter Icy Moon Explorer (JUICE) est une mission planifiée del'Agence spatiale européenne sur le système jovien qui devrait se placer sur l'orbite de Ganymède. Le lancement deJUICE est prévu pour 2022, avec une arrivée à Jupiter estimée à.JUICE ne survolera pas Io mais utilisera ses instruments, tels qu'une caméra à angle étroit, pour surveiller l'activité volcanique de Io et mesurer sa composition de surface[169],[170],[171].
Europa Clipper est une mission prévue de laNASA vers le système jovien, centrée quant à elle surEurope. CommeJUICE, Europa Clipper n'effectuera aucun survol de Io, mais une surveillance des volcans à distance est probable. Le lancement de la sonde est prévu pour 2025 avec une arrivée sur Jupiter à la fin des années 2020 ou au début des années 2030 en fonction du lanceur choisi[172],[173],[174].
LeIo Volcano Observer (IVO) est une proposition de mission de la NASA dans le cadre duprogramme Discovery. Mission de plus faible coût, son lancement se déroulerait en 2026 ou 2028. La sonde serait centrée sur l'étude de Io et effectuerait dix survols de la lune depuis une orbite autour de Jupiter à partir du début des années 2030[175],[176],[177].
Du fait de son apparence caractéristique, elle apparaît également dans desniveaux dejeux vidéo tels queBattlezone (1998),Halo (2001),Warframe (2015) ou encoreDestiny 2 (2017)[185],[186]. Toute l'action dePOD: Planet of Death (1997) se déroule sur une planète nommée« Io », le scénario fantastique du jeu faisant référence à quelques caractéristiques réelles de cette lune, comme son activité volcanique ou le potentiel minier théorique qu'elle renferme[187].
↑Le ratio de la surface apparente de Jupiter depuis Io sur la surface apparente de Lune depuis la Terre correspondant au carré du ratio des diamètres apparents précédemment calculé, la surface d'un disque étant proportionnelle au carré de son diamètre.
↑« Inprimis autem celebrantur tres fœminæ Virgines, quarum furtivo amore Iupiter captus & positus est, videlicet Io Inachi Amnis filia... Primus à me vocatur Io... [Io,] Europa, Ganimedes puer, atque Calisto, lascivo nimium perplacuere Jovi. » - Simon Marius (1614)
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