Io (vệ tinh)

Lịch sử quan sát

Cuộc quan sát Io được thông báo đầu tiên do Galileo Galilei thực hiện ngày 7 tháng 1 năm 1610. Việc phát hiện ra Io và các vệ tinh Galile khác của Sao Mộc đã được xuất bản trong cuốn Sidereus Nuncius của Galileo vào tháng 3 năm 1610. Trong cuốn Mundus Jovialis của mình, xuất bản năm 1614, Simon Marius tuyên bố đã phát hiện ra Io và các vệ tinh khác của Sao Mộc năm 1609, một tuần trước khám phá của Galileo. Galileo nghi ngờ tuyên bố này và coi công việc của Marius là hành động ăn cắp. Vì Galileo đã xuất bản công trình của mình trước Marius, Galileo được cho là người thực hiện khám phá này.
Trong vòng hai thế kỷ rưỡi sau đó, Io không được khám phá thêm, chỉ là một điểm ánh sáng có cường độ cấp 5 trong kính thiên văn của các nhà thiên văn học. Ở thế kỷ 17, Io và các vệ tinh Galile khác được sử dụng cho nhiều mục đích khác nhau, như giúp các nhà hàng hải xác định kinh độ, bằng chứng cho định luật thứ ba về chuyển động hành tinh của Kepler, và xác định thời gian để ánh sáng di chuyển giữa Sao Mộc và Trái Đất. Dựa trên các cuốn lịch thiên văn do nhà thiên văn Giovanni Cassini và những người khác tạo ra, Pierre-Simon Laplace đã đưa ra một lý thuyết toán học giải thích các quỹ đạo cộng hưởng của Io, Europa và Ganymede. Sự cộng hưởng này sau đó đã được khám phá là có một ảnh hưởng lớn tới địa chất học của ba vệ tinh đó.
Kỹ thuật kính thiên văn phát triển mạnh ở cuối thế kỷ 19 đầu thế kỷ 20 đã cho phép các nhà thiên văn học phân tích (có nghĩa, nhìn thấy) các đặc điểm ở tỷ lệ lớn trên bề mặt Io. Trong thập niên 1890, Edward E. Barnard là người đầu tiên quan sát các biến đổi ánh sáng của Io tại các vùng cực và vùng xích đạo của chúng, phán đoán chính xác rằng điều này xảy ra bởi có những sự khác biệt về màu sắc và suất phản chiếu giữa hai vùng chứ không phải vì hình dạng hình trứng của Io, như nhà thiên văn học William Pickering đã chứng minh vào thời ấy, hay hai vật thể riêng biệt, như Barnard đề xuất ban đầu. Những quan sát bằng kính thiên văn sau đó đã xác nhận các vùng cực xám đỏ và dải trắng-vàng ở xích đạo Io là riêng biệt.
Các quan sát bằng kính thiên văn ở giữa thế kỷ 20 bắt đầu cho thấy những đặc điểm tự nhiên bất thường trên Io. Quan sát quang phổ cho thấy bề mặt Io không có nước đóng băng (chất được phát hiện rất nhiều trên các vệ tinh Galile khác). Cũng những cuộc quan sát này cho thấy bề mặt được bao phủ chủ yếu bởi sự hòa trộn các muối natri và lưu huỳnh do núi lửa phun ra. Các cuộc quan sát bằng kính thiên văn vô tuyến cho thấy Io có gây ảnh hưởng lên quyển từ Sao Mộc, như đã được chứng minh bởi các vụ nổ bước sóng đêcamét gắn liền với chu kỳ quỹ đạo của Io.

Pioneer

Tàu vũ trụ đầu tiên bay ngang qua Io là bộ đôi tàu thăm dò Pioneer 10 và 11 tương ứng vào ngày 3 tháng 12 năm 1973 và ngày 2 tháng 12 năm 1974. Thám sát vô tuyến đã cho kết quả ước lượng chính xác hơn về khối lượng cũng như thông tin có thể có tốt nhất về kích cỡ của Io, theo kết quả này Io có mật độ cao nhất trong số các vệ tinh Galile, và chủ yếu gồm đá silicat chứ không phải nước đóng băng. Hai tàu Pioneer cũng phát hiện một khí quyển mỏng trên Io và các vành đai bức xạ lớn gần quỹ đạo Io. Camera trên tàu Pioneer 11 đã chụp được bức ảnh tốt duy nhất về Io, vùng cực bắc của vệ tinh này. Các hình cận cảnh đã được dự định thực hiện khi Pioneer 10 tới Io, nhưng những cuộc quan sát đó đã mất vì môi trường bức xạ cao ở đây.

Voyager

Khi hai tàu vũ trụ Voyager 1 và Voyager 2 bay ngang qua Io năm 1979, hệ thống chụp hình tân tiến hơn của chúng đã cung cấp cho chúng ta những bức ảnh chi tiết hơn. Voyager 1 bay qua vệ tinh này ngày 5 tháng 3 năm 1979 từ khoảng cách 20.600 km (12.800 dặm). Các hình ảnh được gửi về khi tàu vụ trụ tiếp cận cho thấy một hình ảnh nhiều sắc màu, kỳ lạ không hề có sự hiện diện của các miệng hố va chạm. Các hình ảnh có độ phân giải cao nhất cho thấy bề mặt khá trẻ bị ngắt quãng bởi các hốc lõm hình thù kỳ lạ, những ngọn núi cao hơn cả Everest, và những đặc điểm giống với các dòng chảy dung nham núi lửa.
Một thời gian ngắn sau khi giáp mặt, kỹ sư hoa tiêu của Voyager là Linda A. Morabito nhận thấy một đám "khói" phát ra từ bề mặt trong một trong những bức ảnh. Phân tích các bức ảnh khác do Voyager 1 gửi về cho thấy có chín đám khói như vậy rải rác trên bề mặt, chứng minh rằng Io có núi lửa hoạt động. Kết luận này đã được Stan J. Peale, Patrick Cassen và R. T. Reynolds dự đoán trước trong một bài báo công bố ngay trước khi Voyager 1 bay tới vệ tinh này. Ba người đã tính toán rằng bên trong Io phải trải qua quá trình phát nhiệt thủy triều mạnh gây ra bởi sự cộng hưởng quỹ đạo của nó với Europa và Ganymede. Dữ liệu từ chuyến bay ngang qua này cho thấy bề mặt Io chủ yếu bị bao phủ bởi băng lưu huỳnh và điôxít lưu huỳnh. Những hợp chất này cũng chiếm ưu thế trong khí quyển mỏng và đường gờ plasma có trung tâm trên quỹ đạo Io (cũng được Voyager phát hiện).
Voyager 2 bay ngang qua Io ngày 9 tháng 7 năm 1979 từ khoảng cách 1.130.000 km (702.150 dặm). Dù nó không tiếp cận gần như Voyager 1, những so sánh các hình ảnh do hai tàu vũ trụ chụp cho thấy nhiều thay đổi bề mặt đã diễn ra trong vòng năm tháng giữa hai cuộc gặp gỡ đó. Ngoài ra, những quan sát khi Io xuất hiện như một vành trăng lưỡi liềm khi Voyager 2 rời khỏi hệ Sao Mộc cho thấy tám hay chín đám khói được quan sát hồi tháng 3 vẫn hoạt động ở thời điểm tháng 7 năm 1979, chỉ núi lửa Pele đã tắt trong khoảng thời gian giữa hai lần gặp gỡ này.

Những quan sát tiếp theo

Sau khi Galileo bốc cháy trong khí quyển Sao Mộc tháng 9 năm 2003, những quan sát mới về hoạt động núi lửa trên Io được thực hiện bởi những kính thiên văn trên Trái Đất. Đặc biệt, hình ảnh thích ứng quang học từ kính thiên văn Keck ở Hawaii và hình ảnh từ kính thiên văn Hubble đã cho phép các nhà thiên văn học giám sát các núi lửa đang hoạt động của Io. Hình ảnh này cho phép các nhà khoa học giám sát hoạt động núi lửa trên Io, thậm chí khi không có tàu vũ trụ trong hệ Sao Mộc. Tàu vũ trụ New Horizons, trên đường tới Sao Diêm Vương và vành đai Kuiper, đã bay ngang qua hệ Sao Mộc và Io ngày 28 tháng 2 năm 2007. Trong lần gặp mặt, nhiều quan sát với Io từ cự ly xa đã được tiến hành. Những kết quả ban đầu gồm các hình ảnh một đám khói lớn tại Tvashtar, cung cấp những quan sát đầu tiên về lớp khói núi lửa lớn nhất của Io từ những quan sát đám khói Pele năm 1979. New Horizons cũng ghi lại các hình ảnh một núi lửa gần Girru Patera trong những giai đoạn đầu của một vụ phun trào, và nhiều cuộc phun trào núi lửa đã xảy ra từ thời Galileo.
Phi vụ sắp tới duy nhất đã được lập kế hoạch cho hệ Sao Mộc, Juno, không có thiết bị chụp ảnh đủ mạnh để thực hiện thám sát khoa học bề mặt Io. Phi vụ Europa/Hệ Sao Mộc, một dự án liên kết NASA/ESA hiện đang ở giai đoạn nghiên cứu ý tưởng, sẽ có thể nghiên cứu Io từ xa cũng như trong bốn lần bay ngang qua. Nếu được hai cơ quan vũ trụ này phê chuẩn, hai tàu vũ trụ sẽ tới hệ Sao Mộc trong khoảng thời gian 2021-2024. Một phi vụ có thể diễn ra khác, Io Volcanic Observer, sẽ được thực hiện vào năm 2013 với tư cách một phi vụ khám phá khoa học và gồm nhiều chuyến bay ngang qua Io khi bay trên quỹ đạo Sao Mộc, tuy nhiên ở thời điểm hiện tại (2008), dự án này cũng mới chỉ ở giai đoạn nghiên cứu ý tưởng.

Quỹ đạo

Io quay quanh Sao Mộc ở khoảng cách 421.700 km (262.000 dặm) tính từ tâm hành tinh hay 350.000 km (217.000 dặm) tính từ trên đỉnh các đám mây. Là vệ tinh nằm gần Sao Mộc nhất trong số các vệ tinh Galile, quỹ đạo của nó nằm giữa quỹ đạo Thebe và Europa. Trong số các vệ tinh phía trong của Sao Mộc, Io đứng thứ năm tính từ trong ra. Nó mất 42,5 giờ để hoàn thành một vòng (đủ nhanh để chuyển động của nó được quan sát trong một đêm). Io có cộng hưởng quỹ đạo chuyển động trung bình 2:1 với Europa và 4:1 với Ganymede, hoàn thành hai vòng quay quanh Sao Mộc mỗi lần Europa thực hiện điều này, và bốn lần với mỗi lần Ganymede bay quanh Sao Mộc. Sự cộng hưởng này giúp duy trì độ lệch tâm quỹ đạo của Io (0,0041), và cung cấp nguồn nhiệt chính cho hoạt động địa chất của nó (xem đoạn "Nhiệt thủy triều" để có giải thích chi tiết hơn về quá trình này). Nếu không có sự lệch tâm cưỡng bức này, quỹ đạo của Io sẽ trở thành hình tròn vì sự tiêu mòn thủy triều, làm giảm hoạt động địa chất của nó. Giống như các vệ tinh loại Galile khác của Sao Mộc và Mặt Trăng của Trái Đất, Io quay đồng bộ với chu kỳ quỹ đạo của nó, luôn hướng một mặt về phía Sao Mộc.

Tương tác với quyển từ của Sao Mộc

Io đóng một vai trò quan trọng trong việc hình thành từ trường Sao Mộc. Quyển từ của Sao Mộc quét sạch khí và bụi khỏi khí quyển mỏng của Io với tốc độ 1 tấn trên giây. Vật liệu này chủ yếu hình thành từ lưu huỳnh, ôxy và clo ion hóa và nguyên tử; natri và kali nguyên tử; điôxít lưu huỳnh và lưu huỳnh phân tử; và bụi clorua natri. Các vật liệu này lại có nguồn gốc từ hoạt động núi lửa của Io, nhưng vật liệu thoát khỏi từ trường của Sao Mộc vào không gian liên hành tinh đi trực tiếp vào khí quyển Io. Các vật liệu này, tùy thuộc tình trạng ion hóa và thành phần của chúng, tạo thành nhiều đám mây trung tính (không ion hóa) và các vành đai bức xạ trong quyển từ của Sao Mộc và, trong một số trường hợp, cuối cùng bị bắn khỏi hệ Sao Mộc.
Bao quanh Io (với khoảng cách 6 lần bán kính Io từ bề mặt của vệ tinh này) là một đám mây bao gồm các nguyên tử lưu huỳnh, ôxy, natri và kali trung tính. Các nguyên tử có nguồn gốc ở phần phía trên khí quyển Io nhưng bị kích thích từ các va chạm với các ion trong đường gờ plasma (được thảo luận bên dưới) và các quá trình khác vào trong quyển Hill của Io, đây là vùng vệ tinh này có lực hấp dẫn áp đảo so với lực hấp dẫn của Sao Mộc. Một số vật liệu này thoát khỏi lực kéo hấp dẫn của Io và đi vào quỹ đạo quanh Sao Mộc. Sau một chu kỳ 20 giờ, các phân tử trải dài khỏi Io thành hình một trái chuối, đám mây trung tính có thể đạt tới khoảng cách 6 lần bán kính Sao Mộc từ Io, cả bên trong quỹ đạo Io và hướng về phía trước vệ tinh này hay phía ngoài quỹ đạo Io và hướng về phía sau nó. Quá trình va chạm kích thích các phân tử này và thỉnh thoảng cung cấp các ion natri trong quầng plasma với một electron, đẩy những phần tử trung tính mới "nhanh" đó khỏi quầng. Tuy nhiên, các phân tử này vẫn giữ vận tốc của chúng (70 km/s, so với tốc độ quỹ đạo 17 km/s của Io), khiến chúng bị bắn đi khỏi Io.
Io bay trên quỹ đạo trong một vành đai bức xạ mạnh được gọi là quầng plasma Io. Plasma trong vòng hình bánh gồm lưu huỳnh ion hoá, ôxy, natri, và clo phát sinh khi các nguyên tử trung tính trong đám "mây" bao quanh Io bị ino hóa và bị mang đi bởi quyển từ Sao Mộc. Không giống các phân tử trong đám mây trung tính, các phân tử này cùng quay với quyển từ Sao Mộc, bay quanh Sao Mộc với tốc độ 74 km/s. Giống như phần còn lại của từ trường Sao Mộc, quầng plasma nghiêng so với xích đạo Sao Mộc (và mặt phẳng quỹ đạo Io), có nghĩa Io có lúc ở dưới và có lúc ở trên lõi của quầng plasma. Như đã được ghi ở trên, các ion có tốc độ và năng lượng cao một phần khiến các nguyên tử trung tính và phân tử trong khí quyển Io bị quét đi và làm đám mây trung tính phát triển thêm. Quầng gồm ba phần: một quầng "ấm" phía ngoài ngay bên ngoài quỹ đạo Io; một vùng kéo dài theo chiều dọc được gọi là "ruy băng", gồm vùng nguồn trung tính và plasma đang nguội đi, nằm quanh khoảng cách từ Io tới Sao Mộc; và một quầng "lạnh" phía trong, gồm các hạt đang chuyển động xoắn ốc chậm về phía Sao Mộc. Sau khi ở trong quầng khoảng 40 ngày, các hạt trong quầng "ấm" thoát đi và một phần gây ra quyển từ lớn bất thường của Sao Mộc, áp lực ra bên ngoài của chúng làm chúng phẳng ra từ bên trong. Các hạt từ Io, được phát hiện như các biến đổi trong plasma quyển từ, đã được tàu New Horizons phát hiện sâu trong đuôi từ. Để nghiên cứu các biến đổi bên trong quầng plasma, các nhà nghiên cứu đã đo đạc ánh sáng bước sóng cực tím mà nó phát ra. Tuy những biến đổi đó không hoàn toàn có liên quan tới các biến đổi trong hoạt động núi lửa của Io (nguồn cung cấp vật liệu cơ bản trong quầng plasma), sự liên quan này đã được thiết lập trong đám mây natri trung tính.
Trong một lần giáp mặt với Sao Mộc năm 1992, tàu vũ trụ Ulysses đã phát hiện một dòng các hạt kích cỡ bụi đang bị phun ra khỏi hệ Sao Mộc. Bụi trong những dòng rời rạc này bay khỏi Sao Mộc với tốc độ lên tới hàng trăm kilômét mỗi giây, có kích thước trung bình 10 μm, và chủ yếu gồm clorua natri. Những đo đạc bụi của Galileo cho thấy những dòng bụi xuất phát từ Io, nhưng cơ chế chính xác về việc chúng hình thành như thế nào, hoặc từ hoạt động núi lửa của Io hoặc vật liệu bị bắn đi từ bề mặt, vẫn chưa được biết rõ.
Các đường từ trường của Sao Mộc, mà Io xuyên qua, gắn Io với khí quyển phía trên cực của Sao Mộc qua việc phát sinh một dòng điện được gọi là ống thông lượng của Io. Dòng điện này tạo ra một cực quang sáng trong các vùng cực của Sao Mộc được gọi là dấu chân Io, cũng như cực quang trong khí quyển Io. Các phân tử từ cực quang này tương tác làm tối các vùng cực của Sao Mộc tại bước sóng ánh sáng nhìn thấy được. Vị trí của Io và dấu chân cực quang của nó tương ứng với Trái Đất và Sao Mộc có ảnh hưởng lớn tới bức xạ sóng vô tuyến lên Sao Mộc từ điểm thuận lợi của chúng ta: khi Io quan sát được, các tín hiệu vô tuyến từ Sao Mộc tăng lên rất nhiều. Phi vụ Juno, được lập ế hoạch trong thập kỷ tới, có thể giúp làm rõ các quá trình này.

Cấu trúc

Io hơi lớn hơn Mặt Trăng của Trái Đất. Nó có bán kính trung bình 1.821,3 km (lớn hơn bán kính Mặt Trăng khoảng 5%) và có khối lượng 8,9319×10²² kg (lớn hơn Mặt Trăng khoảng 21%). Trong số các vệ tinh Galile, cả về khối lượng và thể tích, Io xếp sau Ganymede và Callisto nhưng trước Europa.

Bên trong

Chủ yếu gồm đá silicat và sắt, Io có thành phần tương tự các hành tinh đất đá hơn là giống với các vệ tinh ở phía ngoài hệ Mặt Trời, chủ yếu gồm hỗn hợp nước đóng băng và silicat. Io có mật độ 3,5275 g/cm³, mật độ cao nhất trong số tất cả các vệ tinh trong hệ Mặt Trời; hơi lớn hơn các vệ tinh Galile khác và lớn hơn Mặt Trăng của Trái Đất. Các mô hình dựa trên những đo đạc của Voyager và Galileo về khối lượng vệ tinh này, bán kính và hệ số hấp dẫn bốn cực (các giá trị số liên quan tới khối lượng được bố trí như thế nào bên trong một vật thể) cho thấy cấu trúc trong của nó phân dị với lớp vỏ và lớp phủ (quyển manti) bên ngoài giàu silicat và lớp lõi bên trong giàu sắt hay sulfua sắt. Lõi kim loại chiếm xấp xỉ 20% khối lượng Io. Dựa vào khối lượng lưu huỳnh trong lõi, lõi có bán kính trong khoảng 350 tới 650 km (220 tới 400 dặm) nếu nó hầu như gồm toàn bộ là sắt, hay trong khoảng 550 tới 900 km (310 tới 560 dặm) nếu lõi gồm hỗn hợp sắt và lưu huỳnh. Từ kế của Galileo không thể phát hiện một từ trường phía trong Io, gợi ý rằng lớp lõi không đối lưu.
Mô hình thành phần bên trong Io cho thấy lớp phủ gồm ít nhất 75% khoáng chất forsterit giàu magiê, và có thành phần tương tự với thành phần của các thiên thạch L-chondrit và LL-chondrit, với hàm lượng sắt cao hơn (so với silic) so với Mặt Trăng hay Trái Đất, nhưng thấp hơn Sao Hỏa. Để hỗ trợ dòng nhiệt nóng quan sát được trên Io, 10–20% lớp phủ của Io có thể nóng chảy, mặc dù các vùng nơi có hoạt động núi lửa nhiệt độ cao đã được quan sát có thể có thành phần nóng chảy cao hơn. Thạch quyển của Io, gồm bazan và lưu huỳnh lắng đọng bởi hoạt động núi lửa mạnh của Io, ít nhất dày 12 km (7 dặm), nhưng dường như dày chưa tới 40 km (25 dặm).

Nhiệt thủy triều

Không giống Mặt Trăng của Trái Đất, nguồn nhiệt chính bên trong của Io có xuất xứ từ sự tiêu mòn thủy triều chứ không phải do sự phân rã đồng vị hạt nhân, kết quả của sự cộng hưởng quỹ đạo của Io với Europa và Ganymede. Nguồn nhiệt này phụ thuộc vào khoảng cách của Io với Sao Mộc, độ lệch tâm quỹ đạo, thành phần bên trong và tình trạng vật lý của nó. Cộng hưởng Laplace của nó với Europa và Ganymede giúp duy trì độ lệch tâm của Io và khiến sự tiêu mòn thủy triều bên trong Io không thể làm quỹ đạo của nó trở nên tròn. Quỹ đạo cộng hưởng cũng giúp duy trì khoảng cách của Io với Sao Mộc; nếu không thủy triều xuất hiện trên Sao Mộc sẽ từ từ khiến Io di chuyển xoắn ốc ra phía ngoài hành tinh mẹ. Các khác biệt theo chiều thẳng đứng trong bướu thủy triều của Io, giữa khoảng thời gian Io ở điểm xa nhất và điểm gần nhất trên quỹ đạo của nó có thể lên tới 100 m (330 ft). Sự ma sát hay tiêu mòn thủy triều được tạo ra ở phía bên trong Io vì sự khác biệt trong lực kéo thủy triều này, mà, nếu không có quỹ đạo cộng hưởng, sẽ biến quỹ đạo của Io thành hình tròn, tạo ra nhiệt thủy triều mạnh bên trong Io, làm nóng chảy một khối lượng lớn lớp phủ và lõi vệ tinh này. Khối năng lượng được tạo ra lớn hơn gấp đến 200 lần so với khối năng lượng được phân rã phóng xạ tạo ra. Nguồn nhiệt này được giải phóng dưới dạng hoạt động núi lửa, tạo ra dòng nhiệt lớn đã quan sát được (tổng cộng: 0,6 tới 1,6×10¹⁴ W). Các mô hình quỹ đạo của nó cho thấy khối năng lượng nhiệt thủy triều bên trong Io thay đổi theo thời gian, và dòng nhiệt hiện tại không đại diện cho mức độ trung bình của một thời gian dài.

Bề mặt

Dựa trên kinh nghiệm với các bề mặt cổ của Mặt Trăng, Sao Hỏa và Sao Thủy, các nhà khoa học chờ đợi sẽ thấy nhiều hố va chạm trong những bức ảnh đầu tiên về Io do Voyager 1 chụp. Mật độ các hố va chạm trên bề mặt Io sẽ là những bằng chứng về độ tuổi vệ tinh này. Tuy nhiên, họ đã ngạc nhiên khi khám phá ra bề mặt hành tinh này hầu như không có các hố va chạm, thay vào đó là các vùng bình nguyên bằng phẳng với một vài dãy núi cao, với nhiều hình dạng và kích thước, và những dòng chảy dung nham núi lửa. So với hầu hết các thiên thể đã được quan sát ở thời điểm đó, bề mặt của Io được bao phủ bởi nhiều vật liệu đa màu sắc (khiến Io được so sánh với một quả cam thối hay một chiếc bánh pizza) từ nhiều hợp chất lưu huỳnh. Sự vắng mặt của các hố va chạm cho thấy bề mặt của Io về mặt địa chất học là còn trẻ, giống như bề mặt đất; các vật liệu núi lửa liên tục lấp đầy các hố va chạm ngay khi chúng được tạo ra. Kết quả này đã được xác nhận với ít nhất chín núi lửa đang hoạt động được Voyager 1 quan sát.
Ngoài các núi lửa, bề mặt Io còn bao gồm các ngọn núi phi núi lửa, nhiều hồ lưu huỳnh nóng chảy, nhiều hõm chảo sâu vài kilômét, và nhiều dòng chảy chất lỏng có độ nhớt thấp (có thể một số được hình thành từ lưu huỳnh nóng chảy hay silicat), kéo dài hàng trăm kilômét.

Thành phần bề mặt

Hình dạng nhiều màu sắc của Io là kết quả của nhiều vật liệu được tạo ra bởi các hoạt động núi lửa mạnh của nó. Các vật liệu này gồm silicat (như octopyroxen), lưu huỳnh và điôxít lưu huỳnh. Băng điôxít lưu huỳnh tồn tại khắp nơi trên bề mặt Io, hình thành các vùng lớn được bao phủ bởi các vật liệu màu trắng hay xám. Lưu huỳnh cũng được quan sát thấy ở nhiều địa điểm trên khắp hành tinh này, hình thành nên các vùng màu vàng và vàng xanh. Lưu huỳnh lắng đọng ở các vùng vĩ độ trung và vùng cực thường bị thiệt hại bởi bức xạ, phá vỡ lưu huỳnh chuỗi 8 (S8) ổn định thông thường. Sự thiệt hại bức xạ này tạo ra các vùng cực màu đỏ nâu của Io.
Núi lửa phun nổ, thường ở hình thức các đám khói hình nấm, khiến bề mặt Io được bao phủ các vật liệu lưu huỳnh và silicat. Các lắng đọng khói trên Io thường có màu đỏ hay trắng tùy thuộc vào khối lượng lưu huỳnh và điôxít lưu huỳnh trong khói. Nói chung, các đám khói hình thành tại các miệng phun núi lửa từ dung nham khử khí có chứa một lượng lớn S₂, tạo ra một lớp lắng đọng "hình quạt" đỏ, hay trong các trường hợp ngoại lệ, những vòng tròn đỏ lớn (thường vượt hơn 450 km (280 dặm) từ tâm miệng núi lửa. Một ví dụ điển hình về một vòng tròn đỏ khói lắng đọng nằm tại núi lửa Pele. Những lắng đọng màu đỏ này gồm chủ yếu lưu huỳnh (thường là phân tử lưu huỳnh chuỗi 3- và 4-), điôxít lưu huỳnh, và có lẽ cả Cl₂SO₂. Các đám khói được hình thành ở các rìa ngoài những dòng chảy dung nham silicat (thông qua sự tương tác của dung nham và các chất trầm lắng lưu huỳnh và điôxít lưu huỳnh đã tồn tại từ trước) tạo ra các trầm tích màu trắng hay màu xám.
Bản đồ thành phần cấu tạo và mật độ cao của Io cho thấy nó có chứa ít hoặc không có nước, dù những túi nhỏ chứa nước đóng băng hay các khoáng chất hydrat hóa có lẽ đã được xác định, đáng chú ý nhất là ở sườn phía tây bắc núi Gish Bar Mons. Sự thiếu vắng nước có lẽ bởi Sao Mộc trong buổi đầu phát triển của hệ Mặt Trời đủ nóng để đẩy đi hết các chất dễ bay hơi như nước trong vùng phụ cận của Io, nhưng không đủ nóng để thực hiện việc đó ở khoảng cách xa hơn.

Khí quyển

Io có khí quyển rất mỏng gồm chủ yếu điôxít lưu huỳnh (SO₂) với áp suất bằng một phần tỷ atmotphe. Khí quyển mỏng của Io đồng nghĩa với việc hạ cánh của bất kỳ tàu thăm dò nào được gửi tới Io trong tương lai sẽ không cần phải được bảo vệ bằng lớp chắn chống nhiệt kiểu vỏ tàu vũ trụ, thay vào đó là các tên lửa đẩy lùi cho một cuộc hạ cánh mềm. Khí quyển mỏng cũng buộc tàu vũ trụ muốn hạ cánh phải có khả năng chịu được bức xạ mạnh của Sao Mộc, mà lớp khí quyển dày hơn có thể ngăn chặn bớt.
Bức xạ tương tự (ở hình thức plasma) triệt tiêu khí quyển vì thế nó phải luôn luôn được bổ sung lại. Nguồn SO₂ lớn nhất là hoạt động núi lửa, nhưng khí quyển phần lớn được duy trì bởi sự thăng hoa SO₂ đóng băng trên bề mặt bởi ánh sáng Mặt Trời. Khí quyển dày hơn ở phía xích đạo, nơi bề mặt ấm nhất và có những đám khói núi lửa hoạt động mạnh nhất. Các biến thiên khác cũng tồn tại, với những biến thiên với mật độ cao nhất gần các miệng núi lửa (đặc biệt tại các địa điểm khói núi lửa) và trên nửa bề mặt ngược Sao Mộc của Io, nơi băng SO₂ hiện diện nhiều nhất).
Những hình ảnh độ phân giải cao về Io đã được chụp khi vệ tinh này trải qua một lần thực cho thấy một lớp sáng kiểu cực quang. Tương tự như trên Trái Đất, điều này bởi bức xạ va vào khí quyển. Cực quang thường xảy ra gần các cực từ của các hành tinh, nhưng tại Io thì cực quang lại sáng nhất ở địa điểm gần xích đạo. Io không có từ trường của riêng mình; vì thế, các electron bay theo từ trường Sao Mộc gần Io va chạm trực tiếp với khí quyển của vệ tinh. Càng có nhiều electron va chạm với khí quyển, cực quang càng sáng, nơi các đường từ trường tiếp giáp với vệ tinh (ví dụ, gần xích đạo), bởi cột khí chúng đi qua dày hơn ở đó. Cực quang đi liền với những điểm tiếp giáp đó trên Io được quan sát có "nhảy múa" với sự thay đổi hướng của độ nghiêng từ trường lưỡng cực của Sao Mộc.