Io je jedním z měsíců planety Jupiter, nejvnitřnější ze skupiny měsíců objevených Galileem. S průměrem 3642,6 km se jedná o čtvrtý největší měsíc ve sluneční soustavě. Pojmenován byl dle řecké mytologie po Íó – kněžce Héry, která se stala milenkou vládce bohů Dia (v římské mytologii byl jeho ekvivalentem Jupiter).

Oběžná dráha
Io obíhá okolo Jupiteru ve vzdálenosti 421 700 km od středu planety a 350 000 km od horních vrstev mračen. Jedná se o nejvnitřnější z Galileových měsíců Jupiteru, jeho oběžná dráha leží mezi drahami měsíce Thebe a Europe. Včetně malých (známých) měsíců je Io pátým měsícem v pořadí od Jupiteru. Jeho rotace kolem Jupiteru je v oběžné rezonanci v poměru 2:1 s Europou a 4:1 s Ganymedem, což znamená, že stihne vykonat dva oběhy kolem planety, než Europa jednou oběhne Jupiter a čtyřikrát než jeden oběh uskuteční Ganymed. Vzájemná rezonance pomáhá udržet sklon oběžné osy, který je 0,0041, a současně pomáhá generovat vnitřní teplo potřebné pro sopečnou činnost měsíce. Bez vzájemné interakce by se jednalo o méně aktivní svět. Během oběhu je postupně přitahován k Europě a Ganymédu, čímž se vychyluje ze své původní dráhy, když se od těchto měsíců vzdálí, je opět přitažen Jupiterem na správnou dráhu. Tento pohyb mimo dráhu vyvolává tření a vydouvání povrchu, které dosahuje až sta metrů. Tato synchronicita poskytuje taktéž definici zeměpisné délky na Io. Hlavní poledník protíná rovník v bodě nejbližším k Jupiteru.

Základní popis
Na povrchu měsíce se nachází více jak 400 aktivních sopek a Io je tak geologicky nejaktivnějším tělesem ve sluneční soustavě. Extrémní vulkanická aktivita je výsledkem silných slapových jevů způsobených vlivem Jupitera, Europy a Ganymedu. Slapové síly působí na celý měsíc, způsobují tření a to je příčinou zahřívání jeho jádra. Erupce na povrchu vytvářejí oblaka síry a oxidu siřičitého, které dosahují výšky až 500 km. Povrch je pokryt více jak stovkou hor, které vznikly vyzdvihnutím částí kůry vlivem extrémní komprese silikátového pláště. Některé z těchto hor sahají výše než nejvyšší pozemská hora Mount Everest. Na rozdíl od většiny měsíců ve vnější sluneční soustavě (které mají tlustou vrstvu ledu), je Io složen převážně ze silikátových hornin, které jsou okolo roztaveného železného či síroželeznatého jádra. Většina povrchu měsíce je charakteristická rozsáhlými pláněmi potaženými sírou nebo zmrzlým oxidem siřičitým způsobující jeho zvláštní zbarvení.

Povrchový vulkanismus je odpovědný za veliké množství unikátních útvarů na Io. Sopečná mračna a lávové proudy neustále přetvářejí povrch měsíce a jeho zbarvení, které se vyskytuje v různých odstínech červené, žluté, bílé, černé a zelené způsobované většinou sloučeninami síry. Velké množství lávových proudů, několik z nich delších než 500 km, přispívají k rychlým změnám vzhledu povrchu. Při pohledu z vesmíru povrch měsíce připomíná povrch pizzy. Sopečné erupce neustále doplňují materiál do slabé atmosféry Io a druhotně i do rozsáhlé magnetosféry Jupiteru.

Struktura
Měsíc Io je o něco větší než pozemský Měsíc, střední poloměr dosahuje 1821,3 km, což je o 5 procent více než má Měsíc. Hmotnost dosahuje 8,9319 × 1022 kg (o 21 procent více než má Měsíc). Io má lehce elipsovitý tvar s nejdelší osou směřující k Jupiteru. Mezi Galileovými měsíci je v uvedených parametrech před Europou, ale za Callisto a Ganymedem. Složen primárně ze silikátů a železa je Io více podobný složením terestrickým planetám než ostatním měsícům vnější oblasti sluneční soustavy, které jsou většinou tvořeny směsicí vodního ledu a silikátů. Io má hustotu 3,5275 g/cm3, nejvyšší hustota ze všech měsíců ve sluneční soustavě (včetně pozemského měsíce) a značně vyšší než ostatní Galileovy měsíce. Modely založené na měření sond Voyager a Galileo hmotnosti měsíce, velikosti a kvadrupolové gravitační koeficienty (číselné hodnoty spojené s tím, jak je hmotnost rozložena okolo tělesa) naznačují, že vnitřní stavba měsíce je diferenciovaná mezi silikátovou kůrou, pláštěm a železným či síroželezitým jádrem. Kovové jádro měsíce tvoří přibližně 20 % celkové hmotnosti. V závislosti na obsahu síry v jádře, pokud by bylo čistě železné, bude velké 350 až 650 km. Pokud obsahuje významnější podíl síry, může mít velikost mezi 550 až 900 km. Sondě Galileo se jejím magnetometrem nepovedlo detekovat žádné magnetické pole měsíce, proto jádro patrně není tekuté. Modelace pláště naznačují, že plášť by mohl být tvořen minimálně 75 % z hořčíkem bohatého minerálu forsteritu s minoritním zastoupením podobným L chondritům a LL chondritům (meteority s vyšším obsahem železa). Pozorovaný tepelný tok napovídá, že 10 až 20 % pláště by mělo být roztavené, pro vysvětlení oblastí s vysokoteplotním vulkanismem. Litosféra Io se skládá z bazaltů a sírových uloženin vytvořených silnou a pravidelnou vulkanickou aktivitou. Odhaduje se, že by mohla být až 12 km silná, ale spíše by mohla sahat až do hloubky 40 km.



Slapové jevy
Na rozdíl od Země a Měsíce získává Io hlavní část tepla spíše působením slapových jevů na jeho jádro nežli z radioaktivního rozpadu izotopů. Slapové jevy jsou výsledkem rezonancí s měsíci Europou a Ganymedem. Množství takto vzniklého tepla je závislé na vzdálenosti od Jupiteru, na rotační ose, vnitřním složení a stavu materiálu tvořícího vnitřní část měsíce. Jeho laplaceovská rezonance s Europou a Ganymedem udržuje excentricitu obežné dráhy Io a zabraňuje slapovému tření uvnitř Io, aby změnila tuto oběžnou dráhu na kruhovou. Rezonantní oběžná dráha také udržuje vzdálenost Io od Jupiteru; jinak by slapy generované Jupiterem způsobily, že by se Io pomalu od své mateřské planety vzdalovalo. Vertikální změna slapové výdutě Io mezi okamžiky, kdy se měsíc nachází v apocentru a pericentru své oběžné dráhy, může být až 100 metrů. Slapové tření, které vzniká ve vnitřku Io, díky proměnné slapové síle, která by – nebýt rezonantní oběžné dráhy – vedla k přeměně oběžné dráhy Io na kruhovou, dává vzniknout významnému slapovému zahřívání v nitru Io, vedoucí k tavení významné části měsíčního pláště a jádra. Objem tepelné energie takto produkované je až 200 krát vyšší než energie pouze z radioaktivního rozpadu prvků. Tato energie je uvolňována ve formě vulkanické aktivity, vedoucí k pozorovanému vysokému tepelnému toku (globální úhrn: 0,6 až 1,6×1014 W). Modely jeho oběžné dráhy ukazují, že objem slapového zahřívání nitra Io se mění s časem a v současnosti pozorovaný tepelný tok není reprezentativním dlouhodobým průměrem.



Povrch
Na základě znalostí povrchu Měsíce, Marsu a Merkuru vědci předpokládali, že i povrch Io bude silně rozrušen množstvím impaktních kráterů a že budou jasně viditelné na prvních snímcích povrchu ze sondy Voyager 1. Množství kráterů by pak bylo možné využít na určení stáří měsíce. Nicméně vědce překvapil povrch téměř bez kráterů a místo toho pokrytý hladkými planinami narušovanými horami různé velikosti a tvaru a lávové výlevy a proudy.[16] Celý povrch je k tomu různě barevný v závislosti na materiálu obsahující síru, který se v určité oblasti nachází, což vedlo k přirovnání měsíce s pomerančem či pizzou. Nepřítomnost větších impaktních kráterů napovídá, že povrch měsíce je geologicky velice mladý, podobně jako povrch Země, což je dáno neustálým ukládáním sopečného materiálu a pohřbíváním starších kráterů. Tyto závěry následně podpořily snímky sondy Voyager 1 ukazující 9 aktivních sopek. Teplota na povrchu dosahuje v průměru -143 °C, ale rozsáhlé oblasti vlivem sopečné činnosti mají teplotu okolo 17 °C. Spekuluje se, že tyto oblasti by mohly být lávovými jezery, která jsou na povrchu částečně utuhnutá.



Atmosféra
Io má extrémně slabou atmosféru, která se skládá hlavně z oxidu siřičitého s atmosférickým tlakem okolo jedné miliardtiny atmosféry. V případě vyslání sondy na povrch měsíce, nebude možno pro brždění sondy využít padák a sonda nebude potřebovat ani tepelný štít, ale bude potřeba použít raketové trysky pro měkké přistání. Současně takto slabá atmosféra není schopná zabraňovat pronikání radiačního záření, které silně působí i na povrch měsíce. Radiace současně ničí neustále částice v atmosféře, které musí být soustavně doplňovány. Hlavním zdrojem nových částic je sopečná činnost, která dodává oxid siřičitý, ale vyjma tohoto zdroje se velké množství plynu dostává do atmosféry taktéž sublimací zmrzlého oxidu siřičitého z povrchu. Nejtlustší atmosféra je pak při povrchu, kde je nejtepleji a kde dochází k největší sublimaci a úniku sopečných plynů z aktivních sopek. Tloušťka atmosféry je nehomogenní a je závislá na blízkosti zdrojů a na oslunění (odvrácená strana od Jupiteru je více pokrytá ledovým oxidem siřičitým než strana přivrácená). Snímky Io ve vysokém rozlišení získány v době, kdy došlo k zatmění měsíce, ukázaly zářící polární záři. Podobně jako na Zemi je to způsobeno interakcemi záření s atmosférou. Obvykle se vyskytuje nad magnetickými póly planet, ale v případě Io se vyskytuje v oblasti rovníku, jelikož Io nemá vlastní magnetické pole a tak se elektrony pohybují v magnetickém poli Jupiteru, než se střetnou s atmosférou měsíce. Více elektronů koliduje s atmosférou za vzniku jasnější záře v oblasti, kde jsou siločáry kolmé k satelitu (tj. poblíž rovníku), jelikož sloupec plynů, kterým procházejí, je zde delší. Záře související s těmito body na tangentách na Io jsou zaznamenávány s měnící se orientací Jupiterova nakloněného magnetického dipólu.

Sopečná činnost
Vulkanismus na Io, měsíci Jupitera, způsobuje aktivita četných sopek vytvářejících lávové proudy, které vyvrhují síru a oxid siřičitý do atmosféry měsíce. Tuto vulkanickou činnost objevila v roce 1979 sonda Voyager 1. Na fotografiích, které na Zem poslaly sondy Voyager 1, Voyager 2, Galileo, Cassini a New Horizons, astronomové objevili 150 aktivních sopek, ale předpokládá se, že by jich mohlo být celkem okolo 400. Io je ve sluneční soustavě po Zemi a možná po Venuši jediné těleso, kde je aktivní vulkanismus pozorován (sopky na Marsu se zdají být vyhaslé). Sopečnou činnost na Io vyvolávají slapové síly Jupiteru a blízkých galileovských měsíců. Io je nejvíce vulkanicky aktivní těleso ve sluneční soustavě. Vědci rozlišují tři různé typy sopečných erupcí, liší se v délce trvání, intenzitou a množstvím vyvržené lávy. Lávové proudy na Io jsou desítky až stovky kilometrů dlouhé, tvořeny jsou především čedičem, který je typický i pro pozemskou sopku Kilauea na Havaji. Bylo však objeveno i několik sirných druhů láv a výlevy oxidu siřičitého. Vyvrženiny při erupci dosahují teploty 1300 °C (cca 1600 K). Sopečné erupce vyvrhují lávu a plyny až do výšky 500 kilometrů nad povrch měsíce, a přitom vznikají velké trychtýřovité formace vyvrženin. Oblaka plynů zbarvují okolní terén do červena, černa, nebo bíla, vlivem čehož vzniká a je doplňována na Io řídká atmosféra. Kosmické sondy, které kolem měsíce proletěly od roku 1979, zpozorovaly, že vulkanická činnost rychle mění celý povrch měsíce.



Interakce s magnetosférou Jupiteru
Io hraje významnou roli pro tvarování magnetosféry Jupiteru. Magnetosféra odvádí plyny a prach z tenké atmosféry Io rychlostí přibližně 1 tuny za sekundu. Tento materiál je převážně složen z ionizované a atomární síry, kyslíku a chloru, atomárního sodíku a draslíku, molekul oxidu siřičitého a síry a taktéž draselnosodíkové soli. Tento materiál má přímý původ v sopečné činnosti měsíce, ale Jupiter ho nezískává z povrchu, ale z vyvržených částic do atmosféry měsíce. Získaný materiál v závislosti na svém náboji skončí v různých prachových mračnech a radiačních pásech jupiterovské magnetosféry a v některých případech může dokonce opustit gravitační oblast ovládanou Jupiterem. Do vzdálenosti šesti průměru Io od jeho povrchu se kolem měsíce nachází oblak neutrálních atomů síry, kyslíku, sodíku a draslíku. Tyto částice pochází z vrchní atmosféry měsíce, ale jsou excitovány srážkami s ionty v plazmovém torusu a ostatními procesy a plní Hillovu sféru Ia, což je oblast, kde je měsíční gravitace dominantní nad Jupiterovou. Některé tyto částice nakonec uniknou z gravitační studny měsíce a jsou staženy na oběžnou dráhu okolo Jupiteru. Během dvaceti hodin tyto uniklé částice se rozloží mimo Io do neutrálního mračna ve tvaru banánu, který se může táhnout až do vzdálenosti šesti průměrů měsíce. Srážky, které excitují tyto částice také občas poskytnou sodíkovým iontům v plazmovém torusu elektron, takže tyto nové „rychlé“ neutrální částice jsou rychle odstraněny z torusu. Nicméně tyto částice si stále udržují svou rychlost (70 km/s v porovnání se oběžnou rychlostí u Io 17 km/h), což tyto částice vystřeluje ve výtryscích pryč z Io. Io obíhá uvnitř pásu intenzivního záření elektronů a iontů chycených magnetickým polem Jupitera známého jako plazmový torus měsíce Io. Plazma v tomto prstenci ve tvaru pneumatiky obsahující síru, kyslík, sodík a chlor vzniká při ionizaci neutrálních atomů v oblaku obklopujícím Io a je odnášena Jupiterovou magnetosférou. Na rozdíl od částic v neutrálním oblaku tyto částice rotují spolu s Jupiterovou magnetosférou. Kolem Jupitera obíhají rychlostí 74 km/s. Podobně jako zbytek Jupiterova magnetického pole je plazmový torus k rovině Jupiterova rovníku a oběžné roviny Io skloněný. To znamená, že Io je někdy pod a jindy nad jádrem plazmového toru. Jak bylo zmíněno výše, vysoké rychlosti a energie iontů jsou z části zodpovědné za odnášení neutrálních atomů a molekul z atmosféry měsíce Io a rozsáhlejšího neutrálního oblaku. Torus se skládá ze tří částí: vnějšího, „teplého toru“, který leží vně oběžné dráhy Io; dále svisle protažená oblast známá jako „ribbon“ složené z neutrální oblasti a chladnější plazmy, která se nachází ve vzdálenosti od Jupitera odpovídající velikosti měsíce Io. Poslední je vnitřní „chladný torus“ složený z částic, které ve spirálách pomalu padají k Jupiteru. Po asi 40 dnech strávených v toru částice z teplého toru unikají, což způsobuje netypicky velkou magnetosféru Jupiteru. Částice z Io detekované jako změny v magnetisférické plazmě daleko v magnetochvostě byly zachyceny sondou New Horizons. Zatím nebyla prokázáno spojitost s vulkanickou aktivitou na povrchu měsíce a tak se za zdroj těchto částic považují neutrální sodíková mračna. Během přiblížení sondy Ulysses v roce 1992 zaznamenala sonda proudy částic o velikosti prachu vyvrhovaného mimo soustavu Jupiteru. Prach, který se v těchto proudech pohyboval rychlostí až několik stovek kilometrů za sekundu, měl průměrnou velikost zrvna 10 µm tvořeného převážně chloridem sodným. Pozdější měření sondy Galileo dokázalo, že tyto prachové proudy pocházejí z Io. V současnosti ale není stále znám mechanismus jejich vzniku. Pohyb Io v magnetickém poli vytváří princip generátoru, který vytváří napětí o síle 400 000 V napříč svým průměrem a elektrický proud o hodnotě 3 miliónů ampér proudící do ionosféry planety podél magnetického pole Jupitera.

---

---