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 na základě řecké mytologie po Íó – Héřině kněžce, která se stala milenkou vládce bohů Dia (v římské mytologii byl jeho ekvivalentem Jupiter).
Na povrchu měsíce se nachází více než 400 aktivních sopek, což z Io činí geologicky nejaktivnější těleso sluneční soustavy. Extrémní vulkanická aktivita je výsledkem silných slapových jevů způsobených vlivem Jupitera, Europy a Ganymedu. Slapové síly působící na celý měsíc vyvolávají tření, kvůli němuž se jeho plášť zahřívá. Erupce na povrchu vytvářejí oblaka síry a oxidu siřičitého, která dosahují výšky až 500 km. Povrch pokrývá více než sto hor vzniklých vyzdvižením částí kůry vlivem extrémní komprese silikátového pláště. Některé sahají výše než Mount Everest, nejvyšší pozemská hora. Na rozdíl od většiny měsíců ve vnější sluneční soustavě (které mají tlustou vrstvu ledu) se Io skládá převážně ze silikátových hornin obklopujících roztavené železné či síroželeznaté planetární jádro. Pro většinu povrchu měsíce jsou charakteristické rozsáhlé pláně, jejichž zvláštní zbarvení způsobuje síra nebo zmrzlý oxid siřičitý.
Povrchový vulkanismus je odpovědný za veliké množství unikátních útvarů na Io. Sopečná mračna a lávové proudy neustále přetvářejí povrch měsíce včetně jeho zbarvení, které většinou vlivem sloučenin síry nabývá různých odstínů červené, žluté, bílé, černé i zelené. Velké množství lávových proudů, několik z nich delších než 500 km, také přispívá k rychlým změnám vzhledu povrchu. Při pohledu z vesmíru povrch měsíce připomíná povrch pizzy. Sopečné erupce stále doplňují materiál do slabé atmosféry Io a druhotně i do rozsáhlé magnetosféry Jupiteru.
Měsíc Io sehrál významnou roli v rozvoji astronomie v 17. a 18. století. Poprvé ho spolu s dalšími velkými satelity Jupiteru spatřil již v roce 1610 Galileo Galilei. Objev těchto měsíců podpořil obecné přijetí Koperníkova heliocentrického modelu sluneční soustavy, vývoj Keplerových pohybových zákonů a první měření rychlosti světla. Až do konce 19. století zůstával Io pouhým bodem. Na začátku 20. století zlepšení astronomických dalekohledů umožnilo rozpoznat tmavě červené polární a světlé rovníkové oblasti. V druhé polovině 20. století prolétly okolo měsíce dvě kosmické sondy Voyager 1 a Voyager 2, které přinesly poznatky o jeho geologické aktivitě v podobě sopek, velkých hor a mladého povrchu bez zjevného pokrytí impaktními krátery. V 90. letech a na začátku roku 2000 kolem měsíce několikrát prolétla kosmická sonda Galileo, což přispělo k získání znalostí o vnitřní stavbě měsíce. Průzkum Io pokračoval v prvních měsících roku 2007 pomocí přeletu sondy New Horizons.
Složení Měsíc Io je se středním poloměrem 1821,3 km větší než náš Měsíc, a to o 5 procent. Hmotnost dosahuje 8,9319×1022 kg (o 21 procent více než Měsíc). Io má lehce elipsovitý tvar s nejdelší osou směřující k Jupiteru. Mezi Galileovými měsíci se v uvedených parametrech řadí před Europu, ale za Callisto a Ganymeda.
náhled|vlevo|Model možné vnitřní stavby měsíce s vnitřním železným jádrem tvořeným železem nebo železem a sírou (šedé), vnější silikátovou kůrou (hnědě) a částečně nataveným pláštěm (oranžově)
Vnitřní stavba Složením primárně ze silikátů a železa se Io více podobá terestrickým planetám než ostatním měsícům vnější oblasti sluneční soustavy, které většinou tvoří směsice vodního ledu a silikátů. Io má hustotu 3,5275 g/cm3, což je nejvyšší hustota ze všech měsíců ve sluneční soustavě (včetně pozemského měsíce) a značně vyšší než ostatní Galileovy měsíce. Modely hmotnosti měsíce, velikosti a kvadrupolových gravitačních koeficientů (číselné hodnoty spojené s tím, jak je hmotnost rozložena okolo tělesa) založené na měření sond Voyager a Galileo naznačují, že vnitřní stavba měsíce se dělí na silikátovou kůru, plášť a železné či síroželezité jádro. Kovové jádro měsíce tvoří přibližně 20 procent 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, se jeho velikost může pohybovat mezi 550 až 900 km. Sondě Galileo se magnetometrem nepovedlo detekovat žádné magnetické pole, proto jádro patrně není tekuté.
Modelace pláště naznačují, že by mohl být tvořen minimálně ze 75 procent z fosteritu, minerálu bohatého na hořčík, s minoritním zastoupením podobným L chondritům a LL chondritům (meteoritům s vyšším obsahem železa). Pozorovaný tepelný tok napovídá, že 10 až 20 procent pláště by mělo být roztaveno, čímž by se daly vysvětlit oblasti s vysokoteplotním vulkanismem. Litosféra Io se skládá z bazaltů a sírových uloženin vytvořených silnou a pravidelnou vulkanickou aktivitou. Podle odhadů je litosféra až 12 km silná, ale spíše by mohla sahat až do hloubky 40 km.
Slapové jevy náhled|Snímek rotujícího povrchu Io; velký červený kruh je kolem sopky Pele
Na rozdíl od Země a Měsíce získává Io hlavní část tepla spíše působením slapových jevů na svůj vnitřek nežli z radioaktivního rozpadu izotopů. Slapové jevy jsou výsledkem rezonancí s měsíci Europou a Ganymedem. Množství takto vzniklého tepla závisí na vzdálenosti od Jupiteru, na rotační ose i na vnitřním složení a stavu materiálu vnitřní části měsíce.
Jeho laplaceovská rezonance s Europou a Ganymedem udržuje excentricitu oběžné dráhy Io a zabraňuje slapovému tření, aby její oběžnou dráhu změnilo na kruhovou. Rezonantní oběžná dráha také udržuje vzdálenost Io od Jupiteru; jinak by slapy generované Jupiterem způsobily, že by se tento měsíc od své mateřské planety pomalu vzdaloval. Vertikální změna slapové výdutě Io mezi okamžiky, kdy se měsíc nachází v apocentru a pericentru oběžné dráhy, může dosahovat až 100 metrů. Slapové tření vznikající uvnitř Io díky proměnné slapové síle, která vyvolává významné slapové zahřívání v nitru tohoto měsíce, vede k tavení významné části měsíčního pláště. Množství tepelné energie takto produkované je až 200krát 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 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, které budou na prvních snímcích povrchu ze sondy Voyager 1 jasně vidět. Množství kráterů by pak bylo možné využít pro určení stáří měsíce. Nicméně vědce překvapil povrch téměř bez kráterů, pokrytý hladkými planinami narušovanými jak horami různých velikostí a tvarů, tak lávovými výlevy a proudy. Celý povrch je navíc různě barevný v závislosti na materiálu obsahujícím síru, který se v té které oblasti nachází, což vedlo k přirovnávání měsíce k pomeranči nebo pizze. 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 devět 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, na povrchu částečně ztuhlými. náhled|střed|800px|Mapa povrchu Io
Složení povrchu Odlišně barevné oblasti na povrchu Io nejspíše odpovídají různému materiálu vyvrhovanému na povrch při sopečné činnosti. Jedná se o silikáty (např. ortopyroxen), síru a oxid siřičitý. Celý povrch měsíce pokrývá zmrzlý oxid siřičitý, který vytváří oblasti s bílými až šedivými povlaky. Depozity síry na různých místech měsíce se naproti tomu jeví žluté až žluto-zelené. Uloženiny síry ve středních šířkách a polárních oblastech jsou vystaveny radiaci působící na stabilitu síry, což se projevuje změnou počtu vazeb na 8 a změnou barvy na červeno-hnědou v polárních oblastech.
Explozivní erupce sopek často vytvářejí mračna ve tvaru deštníku, kdy zpět na povrch dopadá materiál tvořený sírou a silikáty; vlivem síry v mračnu často načervenalý. Obecně mračna vznikají nad trhlinami, kde se na povrch vylévá láva a vystupují sopečné plyny s velkým zastoupením S2, které se projevuje právě červenou barvou. Jako příklad červených usazenin lze uvést okolí sopky Pele, tvořených nejspíše sírou (většinou se vyskytuje v molekulách o 3 nebo 4 řetězcích), oxidem siřičitým a možná i Cl2SO2. Pokud se žhavá láva dostane do oblastí, kde již existují ložiska uložené síry nebo oxidu siřičitého, dochází k interakci, která se projevuje vznikem bílých či šedých mračen.
Mapování chemického složení a vysoká hustota měsíce naznačují, že voda se na měsíci nachází jen v minimálním množství nebo tam není žádná, přestože malé množství vodního ledu nebo hydratovaných minerálů bylo již na povrchu zaznamenáno, a to převážně v oblasti severozápadních svahů Gish Bar Mons. Nepřítomnost většího množství vody je pravděpodobně způsobena podmínkami, které panovaly v Jupiterově soustavě v době vzniku: tehdy zpočátku měl Jupiter teplotu nejspíše dostatečně vysokou na to, aby se těkavé látky vypařily v oblasti oběžné dráhy tohoto měsíce, ale nebyl horký natolik, aby zapůsobil na další ledové měsíce ve své soustavě.
Vulkanismus
náhled|300 px|Aktivní lávový proud v sopečné oblasti Tvashtar Paterae. Snímky pořízeny sondou Galileo v listopadu 1999 a v únoru 2000.
Na měsíci byl během průletů sond Voyager 1 a Voyager 2 pozorován aktivní vulkanismus jako na prvním tělese mimo Zemi, na níž byl vulkanismus objeven. Díky postupnému průletu obou sond mohl být povrch měsíce pozorován s odstupem času, což umožnilo odhalit devět sopek během erupce a srovnáním snímků povrchu pak na povrchu měsíce objevit ještě další.
Teplo generované slapy vede k tomu, že je Io vulkanicky nejaktivnějším tělesem ve sluneční soustavě s množstvím sopečných oblastí a rozsáhlými lávovými výlevy. Během silných erupcí mohou vzniknout proudy dlouhé až několik set kilometrů a tvořené převážně z bazaltických láv bohatých na hořčík. Během erupcí je do atmosféry vyvrhováno značné množství materiálu, který může dosáhnout výšky až 500 km, odkud je zase pozvolna přitahován na povrch či může uniknout do volného prostoru. Některé pozorované úlomky dosahovaly rychlosti více než 1 km/s.
Povrch Io pokrývají deprese známé jako paterae. Obecně se paterae vyznačují rovným povrchem ohraničeným strmými svahy, což odpovídá v pozemské analogii kalderám, ale v současnosti není známo, jestli je jejich vznik spojen s vyprázdněním magmatického krbu a následným zřícení stropu. Oproti kalderám na Marsu či na Zemi nejsou na Io tyto útvary situovány na vrcholek štítových sopek a oproti těmto příkladům jsou větší, se středním průměrem okolo 41 km (největší známý se nachází v oblasti Loki Patera s průměrem 202 km). Mechanismus vzniku, morfologie a rozmístění napovídají, že většina těchto útvarů má spojitost se strukturními deformacemi terénu a přibližně polovina z nich je obklopena zlomy či horami. Nacházejí se zhusta na straně sopečných erupcí, takže lávové proudy se často rozlijí po jejich rovném povrchu, jako se to stalo roku 2001 v oblasti Gish Bar Patera. Další možností je, že jejich vyplněním lávou dojde ke vzniku lávového jezera.