Io (måne)

**Io** eller **Jupiter I**, er den innerste av de fire galileiske månene og den femte av månene som kretser rundt planeten Jupiter. Den har en diameter på &nbsp;km, og er den fjerde største månen i solsystemet. Månen er oppkalt etter nymfen Io i gresk mytologi, en prestinne for Hera i Argos som ble en av elskerinnene til Zevs.

Med over 400 aktive vulkaner er Io et av de mest geologisk aktive objektene i solsystemet. Aktiviteten skyldes tidevannsoppvarming fra friksjon som genereres på innsiden av Io når den dras mellom Jupiter og de andre galileiske månene &ndash; Europa, Ganymedes og Callisto. Flere av vulkanene produserer søyler av svovel og svoveldioksid som stiger inntil 500&nbsp;km over overflaten. Aktive vulkaner står for mange av Ios unike formasjoner. Vulkanske søyler og lavastrømmer produserer store overflateendringer og fargelegger overflaten i nyanser av gult, rødt, hvitt, sort og grønt, hovedsakelig på grunn av allotroper og sammensetninger av svovel. Tallrike lavastrømmer, flere over 500&nbsp;km i lengde, er tydelige på overflaten. Vulkanismen gir materialer til Ios tynne, flekkvise atmosfære og Jupiters utvidete magnetosfære. Det oppvirvlede materialet produserer også en torus av plasma rundt Jupiter.

Mer enn 100 fjell har blitt løftet av kompresjon i bunnen av månens silikatskorpe. Noen av toppene er høyere enn Mount Everest på jorden. Ulikt de fleste satellittene i det ytre solsystemet, som primært er sammensatt av vannholdig is, består Io hovedsakelig av silikate bergarter som omgir en smeltet kjerne av jern eller jernsulfid. Overflaten domineres av omfattende sletter belagt med frossen svovel eller svoveldioksid.

Io spilte en betydelig rolle for astronomiens utvikling i det 17. og 18. århundre. Månen ble oppdaget av Galileo Galilei i 1610, sammen med de andre galileiske månene. Oppdagelsen fremmet innføringen av Kopernikus' modell over solsystemet, utviklingen av Keplers lov om bevegelse og de første målingene av lysets hastighet. På slutten av 1800-tallet og tidlig på 1900-tallet ble det mulig å se store overflateformasjoner som de mørke røde regionene ved polene og de lyse ved ekvator.

Romsondene *[[Pioneer 10]]* og *[[Pioneer 11]]* passerte Io i 1973 og 1974, og ga mer informasjon om månens masse, tetthet og kjemiske sammensetning. De avslørte en tynn atmosfære og et intenst strålingsbelte nær Ios bane. I 1979 avdekket de to Voyager-sondene en geologisk aktiv verden med vulkanske formasjoner, store fjell og en ung overflate uten noen opplagte nedslagskratre. Galileo-sonden utførte flere nære forbiflyvninger på 1990-tallet og tidlig på 2000-tallet og samlet data om Ios indre struktur og overflatens sammensetning. Romsondene avdekket også forbindelsen med Jupiters magnetosfære og et strålingsbelte sentrert på Ios bane. Io mottar ca. &nbsp;rem (36&nbsp;Sv) med stråling per dag.

Ytterligere observasjoner har blitt gjennomført av Cassini-Huygens i 2000, New Horizons i 2007, Juno fra 2020, så vel som av bakkebaserte teleskoper og Hubble-teleskopet etter hvert som teknologien utviklet seg.

## Nomenklatur
Oppdageren Gallileo Gallilei (1564–1642) hevdet retten til å navngi de galileiske månene. Han vurderte benevnelsen «kosmiske stjerner», men landet på de «medicianske stjernene». Den franske astronomen Nicolas-Claude Fabri de Peiresc (1580–1637) foreslo personnavn fra Medici-familien, men forslaget ble ikke tatt opp.

Den tyske astronomen Simon Marius (1573–1624) hevdet også å ha funnet de galileiske månene. Selv om han ikke ble kreditert oppdagelsen, ble hans navn på månene tatt i bruk. I publikasjonen *Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici* fra 1614 foreslo han navnene «Jupiters Merkur» (Io), «Jupiters Venus» (Europa), «Jupiters Jupiter» (Ganymedes) og «Jupiters Saturn» (Callisto), eller den første, andre, tredje og fjerde av de «jovianske planetene».

Nomenklaturen slo ikke an. Basert på forslag fra den tyske astronomen Johannes Kepler (1571–1630) i oktober 1613, utarbeidet han et skjema hvor månene var oppkalt etter elskerinnene til Zevs fra gresk mytologi eller hans ekvivalent Jupiter fra romersk mytologi. Den innerste av de største månene ble oppkalt etter skikkelsen Io fra gresk mytologi, en prestinne som ble kurtisert av Zevs, og som også har gitt navn til de joniske øyer:

Navnene til Marius ble lenge tatt ut av bruk, men ble vanlige i midten av det 20. århundre. Tidligere astronomisk litteratur brukte ofte romertall (et system introdusert av Galileo): Io ble kalt *Jupiter&nbsp;I* eller «Jupiters første måne», Europa ble kalt *Jupiter&nbsp;II* eller «Jupiters andre måne», Ganymedes ble kalt *Jupiter&nbsp;III* eller «Jupiters tredje måne» og Callisto ble kalt *Jupiter&nbsp;IV* eller «Jupiters fjerde måne».

Formasjonene på Io er oppkalt etter figurer og steder fra Io-myten så vel som guddommer for ild, vulkaner, solen og torden fra forskjellige myter og figurer og steder fra Dantes *[[Den guddommelige komedie|inferno]]* &ndash; navn som passer til den vulkanske naturen på overflaten. Etter at overflaten ble observert på nært hold  av *[[Voyager&nbsp;1]]* i 1979, har Den internasjonale astronomiske union godkjent 225&nbsp;navn på vulkaner, fjell, platåer og store albedoformasjoner. Kategoriene for vulkanske formasjoner omfatter *patera* (vulkansk nedsenkning), *fluctus* (lavastrøm), *vallis* (lavakanal) og aktive utbruddssenter (steder hvor søyleaktiviteter var de første tegnene på vulkansk aktivitet på en gitt vulkan). Navngitte fjell, platåer, lagterreng og skjoldvulkaner bruker begrepene *mons*, *mensa*, *planum* og *tholus*, mens navngitte lyse albedoregioner bruker begrepet *regio*. Eksempler på navngitte formasjoner er Prometheus, Pan Mensa, Tvashtar Paterae, og Tsũi Goab Fluctus.

## Omløp og rotasjon

Io går i bane rundt Jupiter i en avstand av &nbsp;km fra planetens senter og &nbsp;km fra skytoppene. Den er den innerste av Jupiters galileiske måner, og banen ligger mellom Thebe og Europa. Inkludert Jupiters indre satellitter er Io den femte månen utover fra Jupiter, og den bruker 42,5&nbsp;timer på ett omløp rundt planeten &ndash; tilstrekkelig raskt til at bevegelsen kan observeres over én enkelt natt med observasjoner.

Sammen med Europa og Ganymedes utgjør Io en 1:2:4-baneresonans, der Io fullfører to omløp for hvert omløp Europa fullfører og fire omløp for hvert omløp Ganymedes fullfører. Resonansen opprettholder Ios baneeksentrisitet (0,0041), som i sin tur utgjør den primære varmekilden for den geologiske aktiviteten. Uten denne eksentrisiteten ville Ios bane sirkuleres gjennom tidevannsakselerasjon, og Io ville ha vært mindre geologisk aktiv.

Som de andre galileiske månene og jordens måne roterer Io synkront med omløpsperioden og med den ene siden alltid vendt mot Jupiter. Denne synkroniteten gir grunnlaget for definisjonen av Ios lengdegradssystem. Nullmeridianen skjærer nord- og sørpolen og ekvator ved det som kalles det subjovianske punktet. Den subjovianske halvkulen vender alltid mot Jupiter, mens den antijovianske halvkulen vender bort fra planeten. Den førende halvkulen vender alltid mot banens fartsretning, mens den etterfølgende halvkulen vender i motsatt retning.

## Vekselvirkningen med Jupiters magnetosfære
Io er viktig i formingen av det jovianske magnetfeltet. Jupiters magnetosfære soper opp gasser og støv fra Ios tynne atmosfære med en hastighet på 1&nbsp;tonn per sekund, &ndash; materialer primært sammensatt av ionisert og atomisert svovel, oksygen og klor, atomisk natrium og kalium, molekylær svoveldioksid og svovel og koksaltstøv. Materialene stammer fra Ios vulkaner, men forsvinner til Jupiters magnetfelt og inn i det interplanetariske rommet direkte fra atmosfæren. Avhengig av ionisert tilstand og sammensetning, blir de en del av ulike nøytrale (ikke-ioniserte) skyer og strålingsbelter i Jupiters magnetosfære, eller kastes ut av det jovianske systemet.

Over perioder på 20&nbsp;timer dannes en bananformet nøytral sky rundt Io, som består av svovel, oksygen, natrium og kaliumatomer fra Ios øvre atmosfære. Skyen kan nå seks jovianske radier (6 *R*I) fra Ios overflate, og befinner seg enten innenfor banen og foran satellitten, eller utenfor banen og bak satellitten. Partiklene er eksitert fra kollisjoner med ioner i plasmatorusen og andre prosesser i oppfyllingen av Ios Hill-sfære, hvor månens gravitasjon er sterkere enn Jupiters. Noe av materialet unnslipper Ios gravitasjon og går inn i bane rundt Jupiter. Kollisjonene som eksiterer partiklene gir også natriumioner (med et elektron) i plasmatorusen, og fjerner de nye «raske» nøytrale fra torusen. Partiklene opprettholder imidlertid hastigheten (70&nbsp;km/s sammenlignet med banefarten til Io på 17&nbsp;km/s) og kastes ut i jetstråler som fører bort fra Io.

Io går i bane innenfor et strålingsbelte kjent som Ios plasmatorus. Plasmaet i denne smultringformede ringen med ionisert svovel, oksygen, natrium og klor er nøytrale atomer i «skyen» rundt Io som blir ionisert og føres avgårde av den jovianske magnetosfæren. I motsetning til den nøytrale skyen roterer de med Jupiters magnetosfære i 74&nbsp;km/s. Som resten av Jupiters magnetfelt heller plasmatorusen i forhold til Jupiters ekvator (og Ios baneplan), slik at Io til tider ligger under og andre tider over kjernen til plasmatorusen. Som nevnt er ionenes hastighet og energinivå delvis ansvarlig for å fjerne nøytrale atomer og molekyler fra Ios atmosfære og mer utvidede nøytrale sky.

Torusen består av tre deler: en ytre, «varm» torus som ligger like utenfor Ios bane; en vertikal utvidet region kjent som «bånd» som består av den nøytrale kilderegionen og avkjølende plasma, beliggende rundt Ios avstand fra Jupiter; og en indre, «kald» torus bestående av partikler som sakte går i spiral innover mot Jupiter. Etter å ha oppholdt seg i torusen i omtrent 40 dager, unnslipper partiklene i den «varme» torusen og er delvis ansvarlig for Jupiters uvanlig store magnetosfære hvor trykket fra partiklene blåser magnetosfæren opp innenfra. *[[New Horizons]]* oppdaget partikler fra Io som variasjoner i plasmaet i magnetosfæren langt inni magnetohalen. For å studere tilsvarende variasjoner i plasmatorusen, måles dens ultrafiolette utstråling. Selv om slike variasjoner ikke definitivt er knyttet til variasjoner i Ios vulkanske aktivitet (den optimale kilden for materiale til plasmatorusen), er forbindelsen etablert i den nøytrale natriumskyen.

I 1992 oppdaget *[[Ulysses (romsonde)|Ulysses]]* en strøm av støv bli kastet ut fra det jovianske systemet. Støvet i disse diskrete strømmene føres bort i hastigheter opp mot flere hundre kilometer per sekund, har en gjennomsnittsstørrelse på 10&nbsp;μm og består primært av koksalt. Støvmålinger utført av *Galileo* viste at strømmene stammer fra Io, men om de kommer fra vulkaner eller materialer fra overflaten, er ukjent.

Jupiters magnetfeltlinjer, som Io krysser, kobler Ios atmosfære og nøytrale sky til Jupiters polare øvre atmosfære gjennom genereringen av en elektrisk strøm kjent som Ios flukskanal. Strømmen gir polarlys i Jupiters polregioner («Ios fotavtrykk») og i Ios atmosfære. Partikler som vekselvirker med polarlyset synes å formørke de jovianske polregionene ved synlige bølgelengder. Fotavtrykket og Ios plassering i forhold til jorden og Jupiter påvirker den jovianske radiostrålingen fra vårt ståsted: når Io er synlig, øker radiosignalene fra Jupiter betraktelig. *[[Juno (romsonde)|Juno]]*-oppdraget vil kaste lys over prosessene. Jovianske magnetfeltlinjer som passerer ionosfæren induserer også en elektrisk strøm som skaper et indusert magnetfelt i Ios indre. Ios induserte magnetfelt antas å oppstå innenfor et hav av delvis smeltet silikatmagma 50&nbsp;km under overflaten. Tilsvarende induserte felt på andre galileiske måner blir generert av hav av flytende vann i månenes indre.

## Struktur

Io har en gjennomsnittsradius på &nbsp;km &ndash; ca. fem prosent større enn månens &ndash; og en masse på 8,9319&nbsp;km &ndash; ca. 21 prosent større enn månens. Den er en svak ellipsoide i form med den lengste aksen rettet mot Jupiter. Blant de galileiske månene ligger Io bak Ganymedes og Callisto i masse og volum, men foran Europa.

### Det indre

Io består primært av silikate bergarter og jern, og er nærmere terrestriske planeter i sammensetning enn de ytre satellittene i det ytre solsystemet, som stort sett består av en blanding av vannholdig is og silikater. Ios tetthet er 3,5275&nbsp;g/cm³, den høyeste blant alle månene i solsystemet; betydelig høyere enn de andre galileiske månene og høyere enn jordens måne. Modeller basert på målinger av masse, radius og kvadrupole gravitasjonskoeffisienter &ndash; numeriske verdier av massens fordeling &ndash; fra *Voyager* og *Galileo* antyder en silikatrik skorpe og mantel og en jern- eller jernsulfid-rik kjerne. Den metalliske kjernen utgjør omtrent 20 % av massen. Kjernens radius er 350&ndash;650&nbsp;km hvis den er sammensatt nesten utelukkende av jern, og 550&ndash;900&nbsp;km hvis den består av en blanding av jern og svovel. *Galileo*s magnetometer fant ikke noe indre iboende magnetfelt, noe som antyder at kjernen ikke konvekterer.

Modeller antyder at mantelen er sammensatt av minst 75 % av det magnesiumrike mineralet forsteritt og har en hovedsammensetning tilsvarende L- og LL-kondritt-meteoritter med høyere jerninnhold (sammenlignet med silisium) enn månen eller jorden, men lavere enn Mars. For å støtte varmestrømmen kan 10&ndash;20 % av mantelen være smeltet, selv om regioner med høytemperatur-vulkanisme kan ha høyere smeltefraksjoner. I 2009 avslørte *Galileo*s magnetometerdata et indusert magnetfelt, som krever et magmahav under overflaten. Ytterligere analyser publisert i 2011 ga bevis for et slikt hav. Det estimeres som 50&nbsp;km tykt (omtrent 10 % av mantelen) med en beregnet temperatur på &nbsp;grader celsius. Det er ikke kjent om andelen på 10&ndash;20 % med delvis smeltning er i samsvar med kravet til en betydelig mengde smeltet silikater i magmahavet. Litosfæren består av basalt og svovel fra vulkaner, er minst 12&nbsp;km tykk, men sannsynligvis mindre enn 40&nbsp;km tykk.

### Tidevannsoppvarming

Hovedkilden til Ios indre varme kommer fra spredning av tidevannskrefter snarere enn henfall av radioaktive isotoper &ndash; et resultat av baneresonansen med Europa og Ganymedes. Oppvarmingen avhenger av avstanden fra Jupiter, baneeksentrisiteten, sammensetningen av det indre og den fysiske tilstanden. Laplace-resonansen med Europa og Ganymedes opprettholder eksentrisiteten og forhindrer tidevannsspredning innenfor Io fra å sirkularisere banen. Den resonante banen hjelper også med å opprettholde avstanden fra Jupiter; ellers ville tidevannskrefter mot Jupiter forårsaket at Io sakte ville ha gått i bane utover fra planeten. Den vertikale forskjellen i tidevannsbulen mellom tiden hvor Io er i periapsis og apoapsis i sin bane kan være så mye som 100&nbsp;m.

Friksjonen eller tidevannsspredningen som oppstår på grunn av den varierende tidevannstiltrekningen, som uten den resonante banen ville ha sirkularisert Ios bane, skaper en betydelig tidevannsoppvarming i Ios indre som smelter en betydelig andel av månens mantel og kjerne. Mengden energi som produseres, er opp til 200 ganger større enn den som produseres utelukkende av radioaktivitet. Varmen frigjøres av vulkansk aktivitet og genererer en høy varmestrøm (totalt globalt: 0,6&ndash;1,6&nbsp;W). Modeller av banen antyder at tidevannsoppvarmingen endres over tid, og at den nåværende varmestrømmen ikke er representativ for det langsiktige gjennomsnittet.

### Overflaten

Basert på erfaringer med månen, Mars og Merkur forventet forskere å se  nedslagskratre på de første bildene fra *Voyager&nbsp;1*. Antall nedslagskratre ville ha sagt noe om månens alder. De ble overrasket over at det nesten ikke fantes nedslagskratre. Overflaten var i stedet dekket av jevne sletter prikket med høye fjell, groper og av varierte former og størrelser og vulkanske lavastrømmer.

Varierte fargefulle materialer fra forskjellige svovelforbindelser førte til at Io ble sammenlignet med en rotten appelsin eller pizza. Mangelen på nedslagskratre indikerte at overflaten er geologisk ung; vulkanske materialer begraver kontinuerlig kratre etter hvert som de dannes. Dette ble bekreftet da minst ni aktive vulkaner ble observert av *Voyager&nbsp;1*.

#### Overflatesammensetning

Ios fargerike utseende skyldes varierte materialer som produseres av vulkanismen, deriblant silikater (som ortopyroksen), svovel og svoveldioksid. Frossen svoveldioksid danner store regioner dekket i hvite eller grå materialer. Svovel danner gule til gul-grønne regioner. Svovel ved lavere breddegrader og ved polregionene er ofte skadet av stråling som bryter opp den normalt stabile sykliske 8-kjedede svovelen. Disse strålingsskadene produserer rød-brune polregioner.

Eksplosiv vulkanisme, ofte i form av paraplyformede søyler, fargelegger overflaten med svovel og silikatmaterialer. Avleiringer fra søylene er ofte farget røde eller hvite avhengig av mengden av svovel og svoveldioksid. Generelt inneholder søyler dannet fra avgassende lava ved vulkanske ventiler en større mengde , og danner da en rød «vifte» med avleiringer, eller i ekstreme tilfeller store røde ringer &ndash; ofte større enn 450&nbsp;km fra den sentrale ventilen. En fremtredende rød ring av søyleavleiringer ligger ved vulkanen Pele. Disse røde avleiringene består primært av svovel (generelt 3- og 4-kjedet molekylær svovel), svoveldioksid og muligens . Søyler i utkanten av silikate lavastrømmer (gjennom vekselvirkning mellom lava og eksisterende svovel og svoveldioksid) danner hvite eller grå avleiringer.

Kompositorisk kartlegging og Ios høye tetthet tyder ikke på vann, men det er identifisert små lommer med vannholdig is eller hydrerte mineraler, spesielt på den nordvestlige flanken av fjellet . Jupiter var sannsynligvis varm nok tidlig i solsystemets utvikling til at volatile materialer som vann i nærheten av Io ble drevet bort, men ikke varm nok til at det skjedde lengre ut fra planeten.

#### Vulkanisme

Tidevannsoppvarmingen fra baneeksentrisiteten gjør Io til et av de mest vulkansk aktive himmellegemene i solsystemet, med hundrevis av vulkanske sentre og omfattende lavastrømmer. Lavastrømmene kan bli hundrevis av kilometer lange, og består stort sett av basalt silikat med mafisk eller ultramafisk (magnesiumrik) sammensetning. Som et biprodukt blåses svovel-, svoveldioksid-gass og silikate pyroklastiske materialer opp til 200&nbsp;km ut i rommet. De danner store paraplyformede søyler som maler det omkringliggende terrenget i rødt, sort og hvitt og gir materialer til atmosfæren og Jupiters magnetosfære.

Tallrike vulkanske nedsenkninger, kjent som *paterae*, har generelt flate bunner som avgrenses av bratte vegger. De ligner terrestriske kalderaer, men det er ikke kjent om de dannes gjennom en kollaps av et uttømt lavakammer som de terrestriske kalderaene. En hypotese foreslår at de dannes gjennom oppgraving av vulkanske lagganger og at det overliggende materialet blåses ut eller integreres i laggangen. I motsetning til lignende formasjoner på jorden og Mars ligger de ikke på toppen av en skjoldvulkan, og de er normalt større med en gjennomsnittsdiameter på 41&nbsp;km &ndash; den største er Loki Patera som er 202&nbsp;km. Morfologi og fordeling antyder at de er strukturelt kontrollert; minst halvparten avgrenses av forkastninger eller fjell. De er ofte åsted for vulkanutbrudd, enten når lavastrømmer sprer seg over bunnen av pateraen, som ved et utbrudd ved Gish Bar Patera i 2001, eller i form av lavasjøer. Lavasjøene har en kontinuerlig veltet lavaskorpe, slik som Pele, eller en episodisk veltet skorpe, slike som Loki.

Lavastrømmer er et annet omfattende terreng. Magma strømmer på overflaten fra ventilen i bunn av pateraene eller fra sprekker på slettene og danner kunstige sammensatte lavastrømmer tilsvarende de ved Kīlauea på Hawaii. Bilder fra *Galileo*-sonden avslørte at mange store lavastrømmer, som Prometheus og Amirani, er dannet av små utbrudd av lavastrømmer på toppen av eldre strømmer. Større lavautbrudd er også observert. Forkanten av Prometheus flyttet seg 75&ndash;90&nbsp;km mellom *Voyager* i 1979 og de første *Galileo*-observasjonene i 1996. Et stort utbrudd i 1997 produserte mer enn &nbsp;km² med ny lava og oversvømte bunnen av tilstøtende Pillan Patera.

Analyser av *Voyager*-bilder førte til antagelsen at strømmene primært bestod av varierte forbindelser av smeltet svovel. Senere jordbaserte infrarøde studier og målinger fra *Galileo* indikerer at de består av basalt lava med mafisk til ultramafisk sammensetning. Hypotesene baseres på temperaturmålinger av Ios «varmepunkter», eller steder med termisk utstråling, som antyder temperaturer på minst &nbsp;K og noen så høye som &nbsp;K. De første estimatene antydet utbruddstemperaturer som nådde &nbsp;K; dette var overestimater fordi varmemodellene var feilaktige.

Oppdagelsen av søyler ved vulkanene Pele og Loki var de første tegnene på at Io er geologisk aktiv. Søylene dannes når volatiler som svovel og svoveldioksid skytes opp fra vulkaner i hastigheter opp mot 1&nbsp;km/s og danner paraplyformede skyer av gass og støv. Andre materialer i søylene er natrium, kalium og klor. Søylene synes å dannes på to måter; de største dannes når oppløst svovel- og svoveldioksidgass frigjøres fra utgytende magma fra vulkanske ventiler eller lavasjøer, og ofte dras pyroklastiske materialer med dem. De danner røde (fra kortkjedet svovel) og sorte (fra silikatpyroklastikk) avleiringer, og røde ringer som er større enn &nbsp;km i diameter. Eksempler er Pele, Tvashtar og Dazhbog. En annen type oppstår når gjennomtrengende lavastrømmer fordamper den underliggende frosne svoveldioksiden og sender svovel mot himmelen. De danner ofte lyse, sirkulære avleiringer av svoveldioksid, er ofte mindre enn 100&nbsp;km høye og er blant de lengstlevende søylene. Eksempler er Prometheus, Amirani og Masubi.

#### Fjell

Io har 100&ndash;150 fjell med gjennomsnittlig høyde på 6&nbsp;km. Det høyeste er  på 17,5&nbsp;km. Fjellene er ofte store &ndash; gjennomsnittet er en lengde på 157&nbsp;km &ndash; isolerte formasjoner uten tilsynelatende globale tektoniske mønstre uthevet, som er tilfelle på jorden. Den enorme topografien krever sammensetninger hovedsakelig av silikate bergarter, i motsetning til svovel.

Nesten alle fjellene er tektoniske formasjoner, og ikke produsert av vulkansk aktivitet. De fleste skyldes kompresjonsbelastninger på bunnen av litosfæren som løfter og ofte velter deler av skorpen gjennom støtforkastninger. Kompresjonsbelastningene fører til at fjelldannelser er resultatet av subsidens fra kontinuerlig begraving av vulkanske materialer. Fjell dominerer områder med færre vulkaner og vice versa. Dette antyder storskalaregioner i litosfæren hvor kompresjon (støttende for fjelldannelse) og vidder (støtte for pateradannelse) dominerer. Lokalt berører imidlertid ofte fjellene og pateraene hverandre, noe som antyder at magmaen ofte utnytter forkasninger som oppstår under fjelldannelsen og kommer opp til overflaten.

Fjellene som stiger over de omkringliggende slettene, har varierte morfologier &ndash; høydedrag er de vanligste, og ligner store, flattoppede mesaer med robuste overflater. Andre fjell synes å være veltede blokker av skorpen med en liten skråning fra den tidligere flate overflaten, og en bratt bakke som består av tidligere materialer fra under overflaten som er blitt presset opp av kompresjonsbelastningen. Begge typene har ofte bratte sjiktlag langs en eller flere av kantene. En håndfull fjell synes å ha vulkansk opprinnelse, og ligner små skjoldvulkaner med bratte bakker (6&ndash;7°) nær en liten, sentral kaldera og slakke skråninger langs kantene. Vulkanfjellene er ofte mindre enn gjennomsnittsfjellene, med kun 1&ndash;2&nbsp;km i høyde og 40&ndash;60&nbsp;km i bredde. Andre skjoldvulkaner med mye slakkere skråninger er avledet fra morfologien til flere vulkaner hvor tynne strømmer stråler ut fra en sentral patera, slik som på Ra Patera.

Nesten alle fjellene synes å være i en fase av nedbrytning. Avleiringer fra store jordskred er vanlige ved foten av ionske fjell, og tyder på at massebevegelse er den primære formen for nedbrytning. Kamskjellformede kanter er vanlige blant mesaer og platåer, et resultat av uttapping av svoveldioksid fra skorpen som produserer svake soner langs fjellkantene.

### Atmosfæren
Den tynne atmosfæren består hovedsakelig av svoveldioksid () med mindre bestanddeler av svovelmonoksid (), koksalt () og atomisk svovel og oksygen. Tettheten og temperaturene varierer betydelig med tid på dagen, breddegrad, vulkansk aktivitet og mengden av frost på overflaten. Det maksimale atmosfæriske trykket på overflaten går fra 3,3&nbsp;til&nbsp;3&nbsp;pascal (Pa) eller 0,3&nbsp;til&nbsp;3&nbsp;nbar, observert på halvkulen som vender bort fra Jupiter og langs ekvator, og midlertidig tidlig på kvelden, når temperaturen på overflatefrosten er høyest. Lokaliserte topper ved vulkansøyler er også observert, med trykk på 5&ndash;40&nbsp;Pa (5&ndash;40&nbsp;nbar). Trykket er lavest på nattsiden, hvor det faller til 0,1&ndash;1&nbsp;Pa (0,0001&ndash;0,001&nbsp;nbar).

Temperaturen er lavest ved overflaten i lave høyder, hvor svoveldioksid er i damptrykk-likevekt med frost på overflaten, og øker til &nbsp;K i større høyder, hvor den tynnere atmosfæren gjør det mulig med oppvarming fra plasma i Ios plasmatorus og fra Joule-varme fra Ios flukskanal. Det lave trykket begrenser effekten på overflaten. Et unntak er når svoveldioksid midlertidig omfordeles fra frostrike til frostfattige områder. Et annet unntak er når ringene av avleiringer fra søylene utvides av at materiale går inn igjen i den tykkere atmosfæren på dagsiden. Den tynne atmosfæren betyr at eventuelle landingssonder ikke trenger et skallignende varmeskjold, men må ha bremseraketter for å myklande. Et landingsfartøy må også tåle den sterke jovianske strålingen som en tykkere atmosfære ville ha dempet.

Gasser strippes av Jupiters magnetosfære, og forsvinner enten til den nøytrale skyen som omgir Io eller til Ios plasmatorus, en ring av ioniserte partikler som deler Ios bane, men som roterer med magnetosfæren til Jupiter. Omtrent et tonn med materialer forsvinner fra atmosfæren hvert sekund, og må kontinuerlig fornyes. Den mest dramatiske kilden til  er de vulkanske søylene, som i gjennomsnitt pumper 104&nbsp;kg med svoveldioksid inn i atmosfæren hvert sekund, selv om det meste kondenserer tilbake til overflaten. Mye av svoveldioksiden opprettholdes av soldreven sublimasjon av -frost på overflaten. Dagsiden av atmosfæren er i stor grad begrenset til innenfor 40° fra ekvator, hvor overflaten er varmest og de mest aktive vulkansøylene ligger.

En sublimasjonsdrevet atmosfære er også konsistent med at den er tettest over halvkulen som vender bort fra Jupiter hvor frossen  er mest fraværende, og at den er tettest når Io er nærmest solen. Bidrag fra vulkansøyler er imidlertid nødvendige, siden de høyeste tetthetene er nær de vulkanske ventilene. Ettersom tettheten til svoveldioksiden er direkte knyttet til overflatetemperaturen, kollapser atmosfæren delvis om natten og når satellitten er i skyggen av Jupiter. Kollapsen begrenses av dannelsen av et diffusjonslag av svovelmonoksid i de laveste delene av atmosfæren, men atmosfæretrykket på nattsiden er to til fire størrelsesklasser mindre enn toppene like etter middagstid. Mindre bestanddeler som , ,  og  utledes enten direkte av vulkansk utgassing, fra fotolyse, eller kjemisk nedbryting forårsaket av ultrafiolett stråling fra solen, fra  eller utkasting av avleiringer på overflaten av ladde partikler fra Jupiters atmosfære.

Høyoppløselige bilder under en formørkelse avslørte en aurora-lignende glød, som skyldes stråling av ladde partikler fra Jupiter. Auroraer oppstår vanligvis nær magnetpoler, men Ios er mest lyssterk nær ekvator. Io mangler et iboende magnetfelt, og derfor treffer elektroner som ferdes langs Jupiters magnetfelt atmosfæren direkte. Elektroner kolliderer med atmosfæren og produserer de mest lyssterke auroraene hvor feltlinjene er tangente til satellitten (nær ekvator) siden gasskolonnene de passerer gjennom, er lengre der. Auroraer ved disse tangentpunktene er observert å rulle i skiftende retninger på Io, etterhvert som månen roterer rundt Jupiter. Auroraene ruller parallelt med Jupiters skrå magnetiske dipol. Det er også observert svakere auroraer fra oksygenatomer langs kanten av Io (den røde gløden på bildet), og sodiumatomer på nattsiden (den grønne gløden).

## Observasjonshistorie

Den første rapporterte observasjonen av Io ble gjort av Galileo Galilei 7. januar 1610 ved bruk av refraktorteleskop med 20× forstørrelse ved Universitetet i Padova. Han kunne ikke skille Io fra Europa på grunn av den lave kraften i teleskopet, og registrerte dem som ett enkelt lyspunkt. Io og Europa ble observert som to separate punkter da Galilei observerte det jovianske systemet  neste dag, 8. januar 1610. Datoen regnes som observasjonsdato for Europa av IAU. Oppdagelsen av de galileiske månene ble publisert i Galileos *[[Sidereus Nuncius]]* i mars 1610. I *Mundus Jovialis* (1614) hevdet Simon Marius å ha oppdaget månene i 1609, én uke før Galilei. Dette var likevel 29. desember 1609 i den julianske kalenderen, og 8. januar 1610 i den gregorianske kalenderen som Galilei brukte. Galilei publiserte arbeidene først, og er kreditert for oppdagelsene.

På 1800-tallet ble de galileiske månene brukt til bestemmelsen av lengdegrad, validering av Keplers lover for planetenes bevegelser og bestemmelsen av tiden som kreves for lyset å ferdes mellom Jupiter og jorden. Basert på efemeridene produsert av astronomen Giovanni Cassini og andre, utarbeidet Pierre-Simon Laplace en matematisk teori om de resonante banene til Io, Europa og Ganymedes. Resonansen ble senere funnet å ha en betydelig effekt på månenes geologi.

Bedre teleskoper avdekket storskalaformasjoner på overflaten. På 1890-tallet observerte Edward E. Barnard variasjoner i Ios lysstyrke mellom ekvator og polene. Han fastslo at dette skyldes forskjeller i farge og albedo, og ikke fordi Io var eggformet som William Pickering hevdet, eller var to separate legemer som han selv opprinnelig trodde. Senere teleskopiske observasjoner bekreftet Ios distinkte rødbrune polregioner og gulhvite ekvatorstriper.

På midten av 1900-tallet antydet spektroskopi at overflaten var uten vannholdig is, som finnes rikelig på de andre galileiske månene. Observasjonene antydet også at overflaten domineres av fordampninger av natriumsalt og svovel. Radioteleskoper avslørte Ios påvirkning på den jovianske magnetosfæren som demonstrert av dekametriske bølgelengdestøt knyttet til Ios baneperiode.

### ''Pioneer''
Romsondene *[[Pioneer 10]]* og *[[Pioneer 11]]* passerte Io den 3. desember 1973 og 2. desember 1974. Radiosporing ga et forbedret anslag av massen, som sammen med bedre informasjon om størrelsen antydet at Io har høyest tetthet av de fire galileiske satellittene og er sammensatt primært av silikate bergarter snarere enn vannholdig is. *Pioneer*-sondene avslørte også en tynn atmosfære og et intenst strålingsbelte nær Ios bane. Kameraet ombord på *Pioneer&nbsp;11* tok det eneste gode bildet vi har av den nordlige polregionen. Planlagte nærbilder fra *Pioneer&nbsp;10* gikk tapt under det høye strålingsnivået.

### ''Voyager''

Tvillingsondene *[[Voyager 1|Voyager&nbsp;1]]* og *[[Voyager 2|Voyager&nbsp;2]]* passerte Io i 1979, og ga langt mer detaljerte bilder. *Voyager&nbsp;1* fløy forbi satellitten 5. mars 1979 i en avstand av &nbsp;km, og avslørte et flerfarget landskap uten nedslagskratre. Bildene med høyest oppløsning viste en relativt ung overflate krydret med merkelig formede groper, fjell høyere enn Mount Everest og formasjoner som lignet på vulkanstrømmer.

Kort tid etter møtet oppdaget navigasjonsingeniøren for *Voyager*, Linda A. Morabito (f. 1953), en søyle som kom fra overflaten. Andre bilder av totalt ni søyler på overflaten beviste at Io var vulkansk aktiv. Konklusjonen ble forutsagt av Stan J. Peale, Patrick Cassen og R.T. Reynolds i en artikkel kort tid før *Voyager&nbsp;1*-møtet. Forfatterne kalkulerte at Ios indre var utsatt for betydelig tidevannsoppvarming forårsaket av baneresonansen med Europa og Ganymedes. Data viste at overflaten domineres av frossen svovel og svoveldioksid, som også dominerer atmosfæren og plasmatorusen sentrert på Ios bane (også oppdaget av *Voyager*).

*Voyager&nbsp;2* passerte Io 9. juli 1979 i en avstand av &nbsp;km. Sammenligninger av bildene fra de to sondene avslørte flere overflateendringer i løpet av de fire månedene mellom møtene. Observasjoner av Io som en halvmåne da *Voyager&nbsp;2* forlot det jovianske systemet, viste at syv av de ni søylene som ble observert i mars, fremdeles var aktive i juli 1979. Kun vulkanen Pele ble inaktiv mellom forbiflyvningene.

### ''Galileo''

*[[Galileo (romsonde)|Galileo]]*-sonden ankom Jupiter i 1995 etter en seks år lang ferd fra jorden. Siden Io ligger innenfor et av jupiters mest intense strålingsbelter var en langvarig nærflyvning ikke mulig, men *Galileo* passerte nær månen kort tid før den gikk inn i banen for sitt toårige hovedmål, studien av det jovianske systemet. Den 7. desember 1995 passerte sonden Io i en avstand av 892&nbsp;km. Selv om det ikke ble tatt bilder, ga nærpasseringen betydelige resultater &ndash; som blant annet oppdagelsen av en stor kjerne av jern, tilsvarende den funnet i steinplanetene i det indre solsystemet. Neste passering skjedde 4. november 1996 i en avstand av 1098&nbsp;km.

Selv om mangelen på nærbilder og mekaniske problemer begrenset mengden av data, ble det gjort flere viktige funn. Observasjonen av et stort utbrudd ved Pillan Patera bekreftet at vulkanutbrudd består av silikat magma med magnesiumrik mafiske og ultramafiske sammensetninger, der svovel og svoveldioksid spiller en rolle tilsvarende vann og karbondioksid på jorden. I nesten alle omløpene avslørte bildene aktive vulkaner (både termisk utstråling fra kjølende magma på overflaten og vulkansøyler), en rekke fjell med svært varierende morfologier og flere overflateendringer som hadde funnet sted både mellom *Voyager*-sondene og *Galileo* og mellom *Galileo*s omløp.

*Galileo*-oppdraget ble forlenget i 1997 og 2000, og sonden passerte Io ytterligere syv ganger i forskjellige avstander:

Den 21. september 2003 passerte sonden Io for siste gang, før den ble sendt ned i Jupiters atmosfære og ble ødelagt. Møtene avslørte geologiske prosesser ved vulkaner og fjell, utelukket tilstedeværelsen av et magnetfelt og demonstrerte omfanget av vulkansk aktivitet.

### ''Cassini''
I desember 2000 hadde *[[Cassini-Huygens|Cassini]]*-sonden et fjernt og kort møte med det jovianske systemet på vei mot Saturn og utførte observasjoner sammen med *Gallileo*. Disse observasjonene avslørte en ny søyle ved Tvashtar Paterae og økte innsikten i Io's polarlys.

### Moderne teleskoper

Etter at *Galileo* ble sendt ned i Jupiters atmosfære i september 2003, ble det gjort nye observasjoner av vulkaner fra jordbaserte teleskoper.

Bilder med adaptiv optikk fra Keck-observatoriet på Hawaii og bilder fra Hubble-teleskopet gjorde det mulig å overvåke aktive vulkaner, uten en romsonde i det jovianske systemet.

### ''New Horizons''
*[[New Horizons]]*-sonden passerte det jovianske systemet og Io den 28. februar 2007 på sin ferd mot Pluto og Kuiperbeltet, og utførte en rekke fjernobservasjoner av Io. Bilder av en stor søyle ved Tvashtar ga de første detaljerte observasjonene av den største klassen av vulkansøyler på Io siden observasjoner av Peles søyle i 1979. *New Horizons* tok også bilder av en vulkan nær  i en tidlig fase av et utbrudd og flere vulkanske utbrudd som hadde oppstått etter at *Galileo* var der.

### ''Juno''
Romsonden Juno ble skutt opp 5. august 2011, og ankom Jupiter den 5. juli 2016. Sondens primære oppgave var å øke forståelsen av Jupiters indre, planetens magnetfelt, polarlys og atmosfæren ved polene. 

Sondens 54-dagers bane var svært hellende og høyst eksentrisk, for å bedre kunne undersøke planetens poler og begrense dens eksponering for planetens sterke indre strålingsbelter. Dette begrenset nære møter med Jupiters måner. Sonden har begrenset avbildningsevner, men kan overvåke Ios vulkanske aktivitet med JunoCAM, et bredvinklet kamera, og det nær-infrarøde spektrometeret JIRAM, som måler termisk aktivitet fra vulkaner.

Sondens primære oppdrag ble avsluttet i juni 2021. Det nærmeste møtet med Io fant sted under det 25. omløp den 17. februar 2020 i en avstand av 195&nbsp;000 km. Io ble da oppfanget av JIRAM mens månen var i Jupiters skygge.

JIRAM har så langt foretatt en grov kartlegging av frossen svoveldioksid på overflaten, og har kartlagt mindre overflatekomponenter som absorberer svakt sollys ved 2.1 og 2.65 µm.

Den 13. januar 2021 besluttet NASA å utvide oppdraget. Det utvidede oppdraget begynte 7. juni 2021 og vil pågå frem til september 2025. Juno vil ha en serie med nære møter med Jupiters måner under dette utvidede oppdraget. To nære møter med Io er forventet den 30. desember 2023 og den 3. februar 2024. Begge møtene vil finne sted i avstander på 1&nbsp;500 km. I tillegg er ni nære møter i avstander mellom 11&nbsp;500 og 94&nbsp;000 km planlagt å finne sted mellom juli 2022 og mai 2025. Målet med disse møtene er å forbedre forståelsen av Io's gravitasjonsfelt ved å måle dopplereffekten og å avbilde Io's overflate for å se etter forandringer siden 2007, da det forrige gang ble tatt nærbilder.

### ''JUpiter ICy moon Explorer (JUICE)''
Den 19. april 2011 annonserte ESA at de ville utrede et europeisk oppdrag for utforskning av mange av Jupiters måner, etter at et fellesprosjekt med NASA (Europa Jupiter System Mission) ikke kom i stand.

Den 2. mai 2022 bestemte ESA å sende opp sonden JUICE (JUpiter ICy moon Explorer); den er basert på den tidligere planlagte (men nå forkastede) Jupiter Ganymede Orbiter.

Romsonden ble oppskutt 14. april 2023, og er estimert å være fremme ved Jupiter i juli 2031.

Sonden skal utforske Jupitermånene Europa, Callisto og Ganymedes. JUICE vil ikke passere Io, men vil bruke sine instrumenter, slik som et smalvinklet kamera, til å overvåke Io's vulkanske aktivitet og måle Io's overflatesammensetning under en toårs-fase før den går i bane rundt Ganymedes i desember 2034.

### Fremtidige oppdrag
Flere andre oppdrag er også blitt foreslått.

Io Volcano Observer er en mulig kandidat til Discoveryprogrammet; sonden ble foreslått i 2008, 2009, 2010 og januar 2015, men forslagene ble ikke godtkjent av NASA. Romskipet er ment å foreta syv forbiflyginger av Io, og er blitt foreslått for NASA av University of Arizona.

## Noter



## Referanser
;Sidehenvisninger




;Netthenvisninger 




## Litteratur

* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 

## Eksterne lenker
* 

### Generell informasjon
* Io Profile  hos NASA's Solar System Exploration site 
* Bill Arnett's Io webpage fra The Nine Planets 
* Io overview fra University of Michigans Windows to the Universe 
* Calvin Hamiltons Io-side fra Views of the Solar System website 
* The Planetary Society: Io information 

### Filmer
* Film av Ios rotasjon fra National Oceanic and Atmospheric Administration 
* Paul Schenk's 3D images and flyover videos of Io and other outer solar system satellites 

### Bilder
* Catalog of NASA images of Io 
* Galileo Image Releases 
* New Horizons LORRI Raw Images, includes numerous Io images 
* Io through Different ''New Horizons'' Imagers 

### Kart
* Io global basemaps fra USGS's planetary geology website based on Galileo and Voyager images 
* Io nomenclature og Io map with feature names from the USGS planetary nomenclature page 

### Tilleggsreferanser
* The Calendars of Jupiter 
* Io dynamo fra utdanningssiden The Exploration of the Earth's Magnetosphere 
* The Conundrum Posed by Io's Minimum Surface Temperatures  
* Io Mountain Database 
* Paul Geissler's research on Cassini observations of Io's visible aurorae  
* The Gish Bar Times, Jason Perrys Io-relaterte blogg