Io (mesiac)

.
| Perióda rotácie       = 
| Rýchlosť rotácie      = /h
| Odklon osi rotácie k orbite mesiaca = 
| Odklon osi rotácie k ekliptike      = 
| Rektascenzia          = 
| Deklinácia            = 
| Albedo                = 0,63 ± 0,02
| Priemerná povrchová teplota = 130 K (-143,15 °C)
| Jasnosť               = 

| Atmosferický tlak  = 
| Hustota atmosféry  = 
| Výška atmosféry    = 
| Zloženie atmosféry = oxid siričitý 90 %

| Commons            = Io
}}
**Io** je jedným z mesiacov planéty Jupiter, najvnútornejší zo skupiny mesiacov objavených Galileom. S priemerom  ide o štvrtý najväčší mesiac v slnečnej sústave a je len o málo väčší ako Mesiac Zeme. Pomenovaný bol podľa gréckej mytológie po Ió – kňažnej Héry, ktorá sa stala milenkou vládcu bohov Dia (v rímskej mytológii bol jeho ekvivalentom Jupiter). 

Na povrchu mesiaca sa nachádza viac ako 400 aktívnych sopiek a Io je tak geologicky najaktívnejším telesom v slnečnej sústave. Extrémne vulkanická aktivita je výsledkom silných slapových javov spôsobených Jupiterom, Európou a Ganymedom. Slapové sily pôsobiace na celý mesiac vyvolávajú trenie, ktoré je príčinou zahrievania jeho vnútra. Erupcie na povrchu vytvárajú oblaky síry a oxidu siričitého, ktoré dosahujú výšku až . Povrch je pokrytý viac ako stovkou vrchov, ktoré vznikli vyzdvihnutím častí kôry vplyvom extrémneho stlačenia kremičitanového plášťa. Niektoré z týchto vrchov siahajú vyššie ako najvyšší pozemský vrch Mount Everest. Na rozdiel od väčšiny mesiacov vo vonkajšej slnečnej sústave, ktoré majú na povrchu hrubú vrstvu ľadu, je Io zložený prevažne zo kremičitanových hornín. Tie obklopujú roztavené železné alebo síro-železné jadro. Väčšina povrchu mesiaca je charakteristická rozsiahlymi pláňami pokrytými sírou alebo zmrznutým oxidom siričitým, čo spôsobuje jeho zvláštne sfarbenie.

Vulkanizmus je zodpovedný za veľké množstvo unikátnych útvarov na Io. Sopečné mračná a lávové prúdy neustále pretvárajú povrch mesiaca. Jeho sfarbenie, ktoré sa vyskytuje v rôznych odtieňoch červenej, žltej, bielej, čiernej a zelenej, je spôsobené väčšinou zlúčeninami síry. Podobné sfarbenie nemá povrch ničoho iného v slnečnej sústave. Veľké množstvo lávových prúdov, niekoľko z nich dlhších než , prispievajú k rýchlym zmenám vzhľadu povrchu. Pri pohľade z vesmíru povrch mesiaca pripomína povrch pizze. Sopečné erupcie neustále dopĺňajú materiál do slabej atmosféry Io a druhotne aj do rozsiahlej magnetosféry Jupitera.

Io obieha okolo Jupitera po eliptickej trajektórii s veľkou polosou  (0,002819 AU), pričom jeden obeh trvá len 1,8 dňa.

Mesiac Io hral významnú úlohu v rozvoji astronómie v 17. a 18. storočí. Objavený bol už v roku 1610 Galileom Galileim, spolu s ďalšími veľkými satelitmi Jupitera. Objav týchto mesiacov podporil všeobecné prijatie Kopernikovho heliocentrického modelu slnečnej sústavy, vývoj Keplerových pohybových zákonov a prvé merania rýchlosti svetla. Až do konca 19. storočia zostával Io pre pozorovateľov len obyčajným bodom. Zlepšenie astronomických ďalekohľadov na začiatku 20. storočia umožnilo rozpoznať tmavo červené polárne a svetlé rovníkové oblasti. V druhej polovici 20. storočia preleteli okolo mesiaca dve kozmické sondy Voyager 1 a Voyager 2, ktoré priniesli poznatky o jeho geologickej aktivite a mladom povrchu bez zjavného pokrytia impaktnými krátermi, čo bolo medzi pevnými telesami ojedinelé. V 90. rokoch a na začiatku roka 2000 okolo mesiaca niekoľkokrát preletela kozmická sonda Galileo a rozšírila naše paznatky o vnútornej stavbe mesiaca. Prieskum Io pokračoval v prvých mesiacoch roku 2007 preletom sondy New Horizons. Momentálne je do jeho prieskumu zapojená sonda Juno, ktorá je od roku 2016 na obežnej dráhe okolo Jupitera.

## Fyzikálne vlastnosti
So svojím stredným priemerom  je tretím najväčším Jupiterovým mesiacom a teda len o málo väčší ako zemský Mesiac, ktorý má priemer . Váži 8,93.1022 kg pričom priemerná hustota dosahuje 5,3g.cm−3. Pre porovnanie, Mesiac dosahuje hmotnosť 7,4.1022 kg, čo je o 21 % viac, pri priemernej hustote 3,3 g.cm−3. Medzi Galileovými mesiacmi je v uvedených parametroch pred Európou, ale za Kallisto a Ganymedom.

## Dráha a rotácia
### Obežná dráha
thumb|right|Animácia ukazuje Laplaceovu rezonanciu mesiaca Io s Europou a Ganymedom
Io obieha okolo Jupitera vo vzdialenosti  od stredu planéty a  od horných vrstiev jeho mračien. Ide o podobnú vzdialenosť, aká je medzi Zemou a jej Mesiacom. Io je najvnútornejší z Galileových mesiacov Jupitera. Jeho obežná dráha leží medzi dráhami mesiaca Thebe a Európa. Ak sa berú do úvahy všetky (známe) malé mesiace, je Io piatym mesiacom najbližším mesiacom k Jupiteru. Jeho obeh okolo Jupitera je v dráhovej rezonancii v pomere 2:1 s Európou a 4:1 s Ganymedom, čo znamená, že stihne vykonať dva obehy okolo planéty, za rovnaký čas, než Európa raz obehne Jupiter, a štyri, než jeden obeh uskutoční Ganymedes. Vzájomná rezonancia pomáha udržať sklon obežnej osi, ktorý je 0,0041°, a súčasne pomáha generovať vnútorné teplo potrebné pre sopečnú činnosť mesiaca. Bez tejto vzájomnej interakcie by Io bol menej aktívny svet. Počas obehu je postupne priťahovaný k Európe a Ganymedovi, čím sa vychyľuje zo svojej pôvodnej dráhy. Keď sa od týchto mesiacov vzdiali, je opäť pritiahnutý Jupiterom na pôvodnú dráhu. Tento pohyb mimo dráhu vyvoláva trenie a vydúvanie povrchu, ktoré dosahuje až sto metrov. Táto synchronicita poskytuje taktiež definíciu zemepisnej dĺžky na Io. Hlavný poludník pretína rovník v bode najbližšom k Jupiteru. Strana mesiaca, ktorá je vždy privrátená k Jupiteru, je známa ako subjoviánska hemisféra, kým opačná strana sa nazýva antijoviánska hemisféra. Strana, ktorá je natočená do smeru obehu, sa nazýva *predná* (), opačná strana sa nazýva *zadná* (). Jeho obeh trvá 42,5 hodín, čo je dostatočná rýchlosť pre pozorovanie jeho pohybu počas jednej noci. Pozemský Mesiac v rovnakej vzdialenosti od Zeme obehne našu planétu až za 28 dní, pretože Zem má oveľa slabšiu gravitáciu než Jupiter. Obežná rýchlosť mesiaca Io musí byť omnoho vyššia, aby ho uchránila pred dopadom na planétu.

Tak ako aj ostatné Galileove mesiace, aj Io vstupuje pri každom obehu do tieňa planéty a keď sa nachádza na opačnej strane svojej obežnej dráhy, na Jupiter dopadá pre zmenu jeho vlastný tieň. Zatmenia mesiaca sú vzhľadom na jeho krátku obežnú dobu na ňom mimoriadne častým javom, rovnako ako sú na Jupiteri veľmi časté zatmenia Slnka spôsobené mesiacom Io. 

### Rotácia
Podobne ako ostatné Galileove mesiace či pozemský Mesiac má aj Io k Jupiteru privrátenú stále rovnakú stranu a teda má viazanú rotáciu, čo sa využíva pre definíciu pozičných súradníc.

### Slapové javy
[thumb|Snímka rotujúceho povrchu Io; veľký červený kruh je okolo sopky [Pele (sopka)|Pele]]
Na rozdiel od Zeme a Mesiaca získava Io hlavnú časť tepla skôr pôsobením slapových javov na jeho jadro ako z rádioaktívneho rozpadu izotopov. Množstvo takto vzniknutého tepla je závislé od vzdialenosti od Jupitera, rotačnej osi, zloženia a stavu materiálu tvoriaceho vnútornú časť mesiaca. Dráhová rezonancia s Európou a Ganymedom udržiava excentricitu obežnej dráhy Io a zabraňuje tomu, aby slapové trenie vnútri Io zmenilo túto dráhu na kruhovú. Rezonančná obežná dráha tiež udržuje vzdialenosť Io od Jupitera; inak by slapy generované Jupiterom spôsobili, že by sa Io pomaly od svojej materskej planéty vzďaľoval. Vertikálna zmena prílivovej výdute Io medzi okamihmi, keď sa mesiac nachádza v apocentre a pericentre svojej obežnej dráhy, môže byť až 100 metrov. Slapové trenie, ktoré vzniká vo vnútri Io, vďaka premene slapovej sily, ktorá by – nebyť rezonančnej obežnej dráhy – viedla k zmene obežnej dráhy na kruhovú, spôsobuje veľké slapové zahrievanie vo vnútri Io, vedúce k taveniu významnej časti mesačného plášťa a jadra. Množstvo takto produkovanej tepelnej energie je až 200-krát vyššie ako množstvo energie z rádioaktívneho rozpadu prvkov. Táto energia sa uvoľní vo forme vulkanickej aktivity vedúcej k pozorovanému vysokému tepelnému toku (globálny úhrn: 0,6 až 1,6 × 1014 W). Modely jeho obežnej dráhy ukazujú, že objem prílivového zahrievania vnútra Io sa s časom mení a v súčasnosti pozorovaný tepelný tok nie je reprezentatívnym dlhodobým priemerom.

## Interakcia s magnetosférou Jupitera
thumb|250px|left|Schematický nákres magnetosféry Jupitera a zložiek ovplyvňujúcich mesiac Io (v blízkosti stredu obrázka): plazmatický torus (červená), neutrálny oblak (žltá), indukčné trubice (zelená) a magnetické indukčné čiary (modrá)

Io hrá významnú úlohu v celkovom tvare magnetosféry Jupitera. Magnetosféra odvádza plyny a prach z tenkej atmosféry Io rýchlosťou približne 1 tona za sekundu. Tento materiál je prevažne zložený z ionizovanej a atomárnej síry, kyslíka a chlóru, atomárneho sodíka a draslíka, molekúl oxidu siričitého a síry a taktiež draselnosodíkovej soli. Tieto látky majú priamy pôvod v sopečnej činnosti mesiaca, ktorá ich vyvrhla do atmosféry mesiaca. Získaný materiál v závislosti na svojom elektrickom náboji skončí v rôznych prachových oblakoch a radiačných pásoch jupiterovskej magnetosféry a v niektorých prípadoch môže dokonca opustiť gravitačnú oblasť ovládanú Jupiterom.

Do vzdialenosti šiestich priemerov Io od jeho povrchu sa okolo mesiaca nachádza oblak neutrálnych atómov síry, kyslíka, sodíka a draslíka. Tieto častice pochádzajú z vrchnej atmosféry mesiaca, ale sú excitované zrážkami s iónmi v plazmovom toruse (pozri nižšie) a ostatnými procesmi. Plnia Hillovu sféru Io, čo je oblasť, kde mesačná gravitácia dominuje nad Jupiterovou. Niektoré tieto častice nakoniec uniknú z gravitačného pôsobenia mesiaca a sú stiahnuté na obežnú dráhu okolo Jupitera. Počas dvadsiatich hodín sa tieto uniknuté častice rozložia do neutrálneho mračna v tvare banánu, ktorý sa môže ťahať až do vzdialenosti šiestich priemerov mesiaca. Zrážky, ktoré excitujú tieto častice, tiež občas poskytnú elektrón sodíkovým iónom v plazmovom toruse, takže tieto nové "rýchle" neutrálne častice sú z torusu rýchlo odstránené, pričom si však stále udržujú svoju rýchlosť (/s v porovnaní s obežnou rýchlosťou Io /h), ktorá tieto častice vo výtryskoch vystreľuje preč z Io.

Io obieha vo vnútri pásu intenzívneho žiarenia elektrónov a iónov odchytených magnetickým poľom Jupitera. Tento pás má tvar pneumatiky a je známy ako plazmový torus mesiaca Io. Plazma obsahujúca síru, kyslík, sodík a chlór, ktorá vzniká pri ionizácii neutrálnych atómov v oblaku obklopujúcom Io, je odnášaná Jupiterovou magnetosférou. Tieto častice, na rozdiel od častíc v neutrálnom oblaku, spolu s ňou aj rotujú. Okolo Jupitera obiehajú rýchlosťou /s. Podobne ako zvyšok Jupiterovho magnetického poľa je aj plazmový torus naklonený k obežnej rovine a rovine Jupiterovho rovníka. To znamená, že Io je niekedy pod a inokedy nad jadrom plazmového toru. Ako bolo spomenuté vyššie, vysoké rýchlosti a energie iónov sú z časti zodpovedné za odnášanie neutrálnych atómov a molekúl z atmosféry mesiaca Io do rozsiahlejšieho neutrálneho oblaku.

Torus sa skladá z troch častí: vonkajšieho, "teplého toru", ktorý leží mimo obežnej dráhy Io; zvisle pretiahnutej oblasti známej ako "ribbon" zloženej z neutrálnej oblasti a chladnejšej plazmy, ktorá sa nachádza vo vzdialenosti zodpovedajúcej veľkosti mesiaca Io. Poslednou je vnútorný "chladný torus" zložený z častíc, ktoré v špirálach pomaly padajú k Jupiteru. Po asi 40 dňoch strávených v tore častice z teplého toru unikajú, čo spôsobuje netypicky veľkú magnetosféru Jupitera. Častice z Io detegované ako zmeny v magnetosférickej plazme ďaleko v magnetochvoste boli zachytené sondou New Horizons. Zatiaľ nebola nájdená spojitosť s vulkanickou aktivitou na povrchu mesiaca a tak sa za zdroj týchto častíc považujú neutrálne sodíková mračná.

Sonda Ulysses počas svojho priblíženia v roku 1992 zaznamenala prúdy častíc veľkosti prachu vyvrhovaného mimo sústavu Jupitera. Prach, ktorý sa v týchto prúdoch pohyboval rýchlosťou až niekoľko stoviek kilometrov za sekundu, mal priemernú veľkosť zrna 10 mikrometrov a je tvorený prevažne chloridom sodným. Neskoršie merania sondy Galileo dokázali, že tieto prachové prúdy pochádzajú z Io. V súčasnosti ale nie je známy mechanizmus ich vzniku.

Pohyb Io v magnetickom poli vytvára princíp generátora, ktorý vytvára napätie so silou 400 000 V naprieč svojím priemerom a elektrický prúd s hodnotou 3 miliónov ampérov prúdiaci do ionosféry planéty pozdĺž magnetického poľa Jupitera.

## Atmosféra
[thumb|250px|right|[Polárna žiara vo vrchných vrstvách atmosféry. Rozdielne farby sú spôsobené rôznymi časticami v atmosfére (zelené atómy sodíka, červené atómy kyslíka a modré molekuly plynov ako napríklad oxidu siričitého). Snímka bola zhotovená počas zatmenia Io.]]
Io má extrémne riedku atmosféru, ktorá sa skladá hlavne z oxidu siričitého s tlakom rádovo iba 10−3 Pa. V prípade vyslania sondy na povrch mesiaca nebude možné brzdiť sondu padákom a sonda nebude potrebovať ani tepelný štít, ale pre mäkké pristátie musí použiť raketový motor. Taká riedka atmosféra nezabraňuje ani prieniku ionizujúceho žiarenia, ktoré intenzívne dopadá aj na povrch.

Radiácia neustále rozkladá častice v atmosfére, z čoho vyplýva, že musia byť sústavne dopĺňané. Hlavným zdrojom nových častíc je sopečná činnosť, ktorá dodáva oxid siričitý. Okrem toho sa do atmosféry dostáva veľké množstvo plynu tiež sublimáciou zmrznutého oxidu siričitého z povrchu. Najhustejšia atmosféra je pri povrchu, kde je najteplejšie a kde dochádza k najväčšej sublimácii a úniku sopečných plynov z aktívnych sopiek. Hrúbka atmosféry nie je rovnomerná. Závisí od blízkosti zdrojov a od osvetlenia (odvrátená strana od Jupitera je viac pokrytá ľadovým oxidom siričitým než strana privrátená).

Snímky vo vysokom rozlíšení získané v čase, keď došlo k zatmeniu mesiaca, ukázali polárnu žiaru. Tá je, podobne ako na Zemi, spôsobená interakciami ionizujúceho žiarenia s časticami atmosféry. Zvyčajne sa vyskytuje nad magnetickými pólmi planét, ale v prípade Io sa objavuje v oblasti rovníka, pretože Io nemá vlastné magnetické pole, a tak sa elektróny pohybujú v magnetickom poli Jupitera, kým sa stretnú s atmosférou mesiaca. Viac elektrónov koliduje s atmosférou za vzniku jasnejšej žiary v oblasti, kde sú siločiary kolmé na satelit (t. j. v blízkosti rovníka), pretože stĺpec plynov, ktorým prechádzajú, je tu dlhší. Žiary súvisiace s týmito bodmi na tangentách sú zaznamenávané s meniacou sa orientáciou Jupiterovho nakloneného magnetického dipólu.

## Povrch
Na základe poznatkov prastarého povrchu Mesiaca, Marsu a Merkúru vedci predpokladali, že aj povrch Io je zbrázdený množstvom impaktných kráterov, ktoré budú dobre viditeľné na prvých snímkach povrchu zo sondy Voyager 1. Z množstva kráterov by potom bolo možné stanoviť vek mesiaca. Ale prvé snímky prekvapivo ukázali, že povrch je takmer bez kráterov. Namiesto toho bol pokrytý hladkými planinami narušovanými horami rôznej veľkosti a tvaru, lávovými výlevmi a prúdmi. Celý povrch je navyše rôzne zafarbený v závislosti od materiálu, ktorý sa v určitej oblasti nachádza, čo viedlo k prirovnaniu mesiaca k pomaranču alebo pizze. Neprítomnosť väčších impaktných kráterov napovedá, že povrch mesiaca je geologicky veľmi mladý, podobne ako povrch Zeme, čo je dané neustálym ukladaním sopečného materiálu a pochovávaním starších kráterov. Tieto závery následne potvrdili snímky sondy Voyager 1 ukazujúce 9 aktívnych sopiek.

Teplota na povrchu dosahuje v priemere −143 °C, ale rozsiahle oblasti vplyvom sopečnej činnosti majú teplotu okolo 17 °C. Špekuluje sa, že tieto oblasti by mohli byť lávovými jazerami, ktoré sú na povrchu čiastočne stuhnuté.
thumb|center|800px|Mapa povrchu Io
### Zloženie povrchu

Rôzne farebné oblasti na povrchu Io sú pravdepodobne zapríčinené rôznym materiálom vyvrhovaným na povrch počas sopečnej činnosti. Ide o silikáty (napr. ortopyroxén), síru a oxid siričitý. Celý povrch mesiaca je pokrytý zmrznutým oxidom siričitým, ktorý vytvára oblasti s bielym až šedivým povlakom. Depozity síry na rôznych miestach mesiaca sa naproti tomu javia v žltej až žlto-zelenej farbe. Uloženiny síry v stredných šírkach a polárnych oblastiach sú vystavené pôsobeniu radiácie, čo mení stabilitu síry prejavujúcej sa zmenou počtu väzieb na 8 a zmenou farby na červeno-hnedú.

Explozívne erupcie sopiek mnohokrát vytvárajú mračná v tvare dáždnika, keď späť na povrch dopadá materiál tvorený sírou a silikátmi. Materiál z mračien dosadajúcich na povrch je často červenkastý, čo je spôsobené prítomnosťou síry. Vo všeobecnosti mračná vznikajú nad trhlinami, kde sa na povrch vylieva láva a dochádza k úniku sopečných plynov, v ktorých má veľké zastúpenie S2 prejavujúci sa práve červenou farbou. Príkladom červených usadenín je okolie sopky Pele. Tieto červené usadeniny sú pravdepodobne tvorené sírou (reťazcov troch až štyroch molekúl síry), oxidom siričitým a možno aj Cl2SO2. Ak sa žeravá láva dostane do oblastí, kde už existujú ložiská uloženej síry a alebo oxidu siričitého, dochádza k vzájomnej interakcii, ktorá sa prejavuje vznikom bielych alebo sivých mračien.

Mapovanie chemického zloženia a vysoká hustota mesiaca naznačujú, že voda sa na mesiaci nachádza len minimálnom množstve alebo vôbec, aj napriek tomu, že malé množstvo vodného ľadu alebo hydratovaných minerálov bolo už na povrchu zaznamenané, a to prevažne v oblasti severozápadných svahov Gish Bar Mons. Neprítomnosť väčšieho množstva vody je pravdepodobne dôsledok podmienok, ktoré panovali v Jupiterovej sústave v čase vzniku. Vtedy bol Jupiter dostatočne horúci na to, aby sa prchavé látky v oblasti obežnej dráhy mesiaca Io vyparili, ale nie dostatočne horúci, aby sa to stalo aj u jeho vzdialenejších ľadových mesiacov.

### Vulkanizmus

[thumb|300 px|Aktívny lávový prúd v sopečnej oblasti [Tvashtar Paterae Snímky vyhotovené sondou *Galileo* v novembri 1999 a februári 2000.]]
Počas preletov sond Voyager 1 a Voyager 2 bol na mesiaci ako na prvom telese mimo Zem objavený aktívny vulkanizmus. Vďaka postupnému preletu oboch sond bolo možné mesiac pozorovať s odstupom času, čo umožnilo zaznamenať 9 sopiek počas erupcie a následným porovnaním snímok objaviť ďalšie sopky na povrchu mesiaca. Počas silných erupcií môžu vzniknúť prúdy, ktoré sú až stovky kilometrov dlhé. Sú zložené prevažne z bazaltických láv bohatých na horčík. Počas erupcií sa do atmosféry dostane značné množstvo materiálu, ktorý dosahuje výšku až , odkiaľ je zase pozvoľna priťahovaný na povrch, alebo unikne do voľného priestoru. Niektoré pozorované úlomky mali rýchlosť aj viac ako 1 km/s.

Povrch Io je pokrytý depresiami známymi ako *paterae*. Všeobecne sa *paterae* vyznačuje rovným povrchom ohraničeným strmými svahmi, čo zodpovedá v pozemskej analógii kalderám, ale v súčasnosti nie je známe, či je ich vznik spojený s vyprázdnením magmatického kozuba a následným zrútením stropu. Oproti kalderám na Marse či na Zemi nie sú na Io tieto útvary situované na vrcholoch štítových sopiek a sú väčšie so stredným priemerom okolo  (najväčší známy sa nachádza v oblasti Loki Patera s priemerom ). Mechanizmus vzniku, morfológia a rozmiestnenie napovedajú, že väčšina týchto útvarov má spojitosť so štrukturálnymi deformáciami terénu. Približne polovica z nich je obklopená zlomami či horami. Nachádzajú sa na strane sopečných erupcií, takže lávové prúdy sa často rozlejú na ich rovnom povrchu, ako sa stalo roku 2001 v oblasti Gish Bar Patera. Ďalšou možnosťou je, že ich vyplnením lávou dôjde k vzniku lávového jazera. 

Lávové prúdy sú ďalším výrazným morfologickým činiteľom na povrchu mesiaca. Magma vystupuje na povrch cez praskliny alebo zlomy, odkiaľ sa začne rozlievať do okolia podobne ako v prípade pozemskej sopky Kilauea na Havaji. Snímky zo sondy Galileo ukázali, že väčšina hlavných lávových výlevov (ako napríklad v okolí sopiek Prometheus a Amirani) vzniká prekrývaním starších väčších lávových výlevov menšími mladšími výlevmi. Medzi preletmi sond Voyager a Galileo v roku 1996 bol neďaleko sopky Prometheus pozorovaný lávový výlev, ktorý sa predĺžil zo  na . Ďalšia pozorovaná erupcia v roku 1997 pokryla čerstvou lávou viac ako  v okolí Pillan Patera.

Analýza snímok zo sond Voyager viedla vedcov k názoru, že výlevy sú tvorené rôznymi druhmi roztavenej síry. Neskoršie pozemné pozorovania v oblasti infra-žiarenia a merania sondy Galileo však naznačili, že môže ísť o lávové výlevy tvorené bazaltmi s výrazným zastúpením mafických a ultramafických hornín. Táto hypotéza je založená na meraní teploty tzv. "horúcich škvŕn" alebo oblastí s emisiami tepla, ktoré môžu dosahovať teplotu medzi 1200 K až 1600 K. Prvé výsledky modelov naznačovali teploty až okolo 2000 K, ale neskôr boli upravené na základe použitia lepšieho termálneho modelu pre teplotu.

Objavenie mračien nad sopkami Pele a Loki bol prvý dôkaz toho, že je mesiac geologicky aktívny. Vyvrhovaný materiál v mračnách môže obsahovať sodík, draslík a chlór. Mračná sa vyskytujú v dvoch typoch. Najväčšie mračná sú tvorené plynnou formou síry a oxidu siričitého, ktorý uniká z vyvrhovanej magmy v procese tzv. "odplynenia magmy". Usadzovaním častíc z mračna vznikajú červené (obsahujúce síru) alebo čierne (obsahujúce silikáty) usadeniny na povrchu, ktoré môžu dosahovať až  v priemere. Vyskytujú sa napríklad v okolí sopky Pele, Tvashtar a alebo Dazhbog Patera. Druhý typ mračien vzniká pri kontakte vyvretej lávy so zmrznutým oxidom siričitým, čím dochádza k jeho zahriatiu a vyparovaniu. Takto vzniknuté mračná sú väčšinou svetlé a majú výšku najviac . Vyskytujú sa napríklad v okolí sopiek Prometheus, Amirani a Masubi.

[left|thumb|Snímka hory [Tohil Mons vysokej  zo sondy *Galileo*]]

### Vrchy a pohoria

Na povrchu Io sa nachádza 100 až 150 vrchov, ktoré sú v priemere  vysoké. Maximálne výšky dosahujú v južnej oblasti Boösaule Montes 17,5 ± . Vrchy sa často vyskytujú ako ohromné izolované telesá (v priemere sú  široké), ktoré nespája očividná globálna tektonická udalosť ako je tomu na Zemi. Na základe ich tvaru sa dá usudzovať, že ich zloženie vyžaduje vyšší obsah silikátových hornín než zlúčenín síry.

Aj napriek rozsiahlym prejavom vulkanizmu, ktoré dávajú Io jeho charakteristický vzhľad, sú takmer všetky hory na povrchu tektonického pôvodu a nie sopečného. Predpokladá sa, že väčšina hôr vznikla v dôsledku stláčania podloží litosféry, ktoré často vyústi do zdvihu, náklonu časti kôry mesiaca a následného strihu. Následne dochádza k subsidencii vrchov, ktoré sú neustále prekrývané ďalším sopečným materiálom. Globálne rozloženie vrchov je v priamej opozícii so sopečnými telesami; v oblasti, kde sa nachádza viac vrchov, je menej sopiek a naopak. Táto skutočnosť naznačuje, že veľké oblasti litosféry sú vo fáze kompresie (vrchy) a extenzie (sopky). V iných oblastiach sú ale obe hlavné časti vzájomne prekryté, takže je pravdepodobné, že magma často na povrch putuje aj rôznymi zlomami, ktoré sa v kôre nachádzajú.

Hory na povrchu Io majú rôzny morfologický vzhľad, vrcholok najčastejšie tvoria tzv. plató. Tieto útvary reprezentujú rozsiahle telesá s rovným vrchom tzv. mesy s drsným povrchom. Ostatné vrchy sa zdajú byť naklonenými blokmi kôry s málo príkrymi svahmi, ktoré vznikli vytlačením z pôvodne rovného povrchu. Obidva dva hlavné typy majú z jednej alebo z viacerých strán ostré svahy. Len malé množstvo vrchov na povrchu má vulkanický pôvod, ide pravdepodobne o nízke štítové sopky so sklonmi medzi 6° až 7° a malou depresiou na vrchole, ktorá by mohla byť centrálna kaldera. Vulkanické hory sú väčšinou menšie než ostatné hory, sú vysoké iba 1 až  a široké od 40 do . Niektoré ďalšie štítové sopky s ešte menej naklonenými svahmi je možné pozorovať na snímkach oblasti Ra Patera, ale zatiaľ sa nedajú zmerať.

Zdá sa, že všetky pozorované hory javia známky silnej erózie. Na ich úbočiach je možné pozorovať zosuvy materiálu, ktorý sa hromadí pri úpätí vrchov, čo naznačuje, že ide o dominantný erozívny činiteľ.

## Vnútorná stavba
thumb|left|Model možnej vnútornej stavby mesiaca so železným alebo síro-železným jadrom (šedá), vonkajšou silikátovou kôrou (hnedá) a čiastočne nataveným plášťom (oranžová)
Zložený hlavne zo silikátov a železa je Io viac podobný terestrickým planétam ako ostatným mesiacom vonkajšej oblasti slnečnej sústavy, ktoré sú väčšinou tvorené zmesou vodného ľadu a silikátov. Io má hustotu 3,5275 g/cm3, najvyššiu hustota zo všetkých mesiacov v slnečnej sústave (vrátane pozemského Mesiaca) a výrazne vyššiu než ostatné Galileove mesiace. Modely založené na meraní sond Voyager a Galileo hmotnosti mesiaca, veľkosti a kvadrupolové gravitačné koeficienty (číselné hodnoty spojené s tým, ako je hmotnosť rozložená okolo telesa) naznačujú, že vnútorná stavba mesiaca je odlišná medzi silikátovou kôrou, plášťom a železným či síroželezitým jadrom. Kovové jadro mesiaca tvorí približne 20 % celkovej hmotnosti. Vypočítaná veľkosť jadra závisí od obsahu síry v jadre. Ak by bolo čisto železné, bude veľké 350 až . Ak obsahuje významnejší podiel síry, môže mať veľkosť medzi 550 až . Magnetometrom sondy Galileo sa nepodarilo detegovať žiadne magnetické pole mesiaca, preto jadro zrejme nie je tekuté.

Modely plášťa naznačujú, že by mohol byť tvorený minimálne 75 % na horčík bohatým minerálom forsteritom s minoritným zastúpením podobným L chondritom a LL chondritom (meteority s vyšším obsahom železa). Pozorovaný tepelný tok  napovedá, že 10 až 20 % plášťa by malo byť v tekutom stave, kvôli oblastiam s vysokoteplotným vulkanizmom. Litosféra Io sa skladá z bazaltov a sírových uloženín vytvorených silnou a pravidelnou vulkanickou aktivitou. Odhaduje sa, že by mohla byť až  hrubá, ale podľa niektorých vedcov by mohla siahať až do hĺbky .

## História objavu a pozorovaní
[thumb|left|Erupcia [Sopka|sopky Tvashtar ako ju zachytila sonda New Horizons. Materiál bol vyvrhnutý až do výšky  nad povrch mesiaca.]]
Mesiac bol objavený 7. januára 1610 Galileom počas pohybu spolu s ďalšími troma telesami, o ktorých sa pôvodne domnieval, že ide o hviezdy. Keď sa ale začali pohybovať inak ako predpokladal, svoj názor prehodnotil. Tento objav publikoval v marci 1610 v diele *[[Sidereus nuncius]]*. Simon Marius publikoval podobné výsledky svojho pozorovania roku 1614 v *Mundus Jovialis*, kde uvádzal, že objavil mesiac jeden týždeň pred Galileom a to už na konci roka 1609. Galileo o Mauriusovom objave pochyboval a jeho prácu označil za plagiát. Vzhľadom na to, že dielo Galilea bolo publikované skôr, sa objav pripisuje jemu.

Nasledujúce dve a pol storočia zostával Io pre astronómov iba bodom s jasnosťou 5. magnitúdy. V 17. storočí námorníci používali mesiace objavené Galileom pre určovanie presnej zemepisnej dĺžky. Objav týchto mesiacov podporil všeobecné prijatie Kopernikovho heliocentrického modelu slnečnej sústavy, pomohol vývoju Keplerových pohybových zákonov a umožnil prvé merania rýchlosti svetla, keď bolo možné odmerať čas, ktorý svetlo potrebuje na prekonanie vzdialenosti medzi Zemou a Jupiterom. Na vysvetlenie rezonančných obežných dráh Io, Európy a Ganymeda vytvoril Laplace matematickú teóriu založenú na údajoch Domenica Cassiniho a ďalších. Neskôr sa ukázalo, že táto rezonancia má významný vplyv na geológiu spomínaných telies.

Rozvoj optickej astronómie na konci 19. a začiatku 20. storočia umožnil astronómom zlepšiť pozorovania a rozlišovať veľké útvary na povrchu mesiaca. V roku 90. rokoch 19. storočia Edward E. Barnard ako prvý pozoroval a opísal rozdiely v jase polárnych a rovníkových oblastí Io. Následne správne určil, že tieto rozdiely sú spôsobené rôznym albedom a rozdielnymi farbami oboch regiónov. Jeho súčasník William Henry Pickering navrhoval iné vysvetlenie, a to, že Io má vajíčkový tvar, alebo že ide o dve telesá. Neskoršie pozorovania potvrdili, že polárne oblasti majú hnedú a rovníkové žlto-bielu farbu.

V druhej polovici 20. storočia prišli poznatky poukazujúce na nezvyčajný charakter mesiaca. Podľa spektroskopického pozorovania na povrchu Io nie je vodný ľad, ktorý sa zvyčajne nachádza u ostatných podobných telies v okolí, a na ktorých bol aj pozorovaný. Rovnaké pozorovanie ukázalo, že povrch je tvorený prevažne soľami sodíka a síry. Radioteleskopické pozorovania Io odhalili vplyv na magnetosféru Jupitera, ktorý sa prejavuje emisiami decimetrových vĺn s periódou zodpovedajúcou obežnej dobe Io.

### Sondy
#### Pioneer 10 a 11

Prvými sondami, ktoré preleteli okolo mesiaca, boli sondy Pioneer 10 (3. decembra 1973) a Pioneer 11 (2. decembra 1974). Rádiové pozorovanie pomohlo určiť hmotnosť Io a jej porovnaním s veľkosťou mesiaca vedci zistili, že Io má najväčšiu hustotu zo 4 Galileových mesiacov a teda bude zložený pravdepodobne zo silikátových hornín a nie vodného ľadu. Sondy Pioneer taktiež odhalili prítomnosť tenkej atmosféry okolo Io a intenzívne radiačné pásy v blízkosti obežnej dráhy mesiaca. Kamera na palube sondy Pioneer 11 vyhotovila kvalitné fotografie len severnej oblasti. Detailnejšie snímky mala podľa plánu zaobstarať sonda Pioneer 10, ale tie boli stratené vplyvom vysokej radiácie v okolí mesiaca.

#### Voyager 1 a 2
[thumb | right | Mozaika snímok sondy ''[Voyager 1* oblasti lávového prúdu [[Ra Patera]]]]

Keď v roku [[1979]] preletela okolo Io dvojica sond [[Voyager 1]] a [[Voyager 2]], ich vyspelejšia zobrazovacia technika umožnila získať oveľa podrobnejší obraz povrchu. Voyager 1 preletel okolo Io [[5. marec|5. marca]] 1979 vo vzdialenosti . Snímky, ktoré zaslal na Zem, ukázali krajinu mnohých farieb bez prítomnosti väčších impaktných kráterov. Detailné zábery zobrazovali mladé útvary zvláštnych tvarov, hlboké depresie, hory vyššie ako Mount Everest a telesá pripomínajúce lávové prúdy známe zo Zeme.

Krátko po prelete si navigačná inžinierka [[Linda A. Morabito]]vá všimla tmavý oblak vychádzajúci z povrchu na jednom zo záberov. Analýza ďalších snímok objavila deväť takýchto mračien rozptýlených po celej ploche mesiaca, ktoré dokazovali, že Io je vulkanicky aktívnom telesom. Tento záver potvrdil predchádzajúcu štúdiu napísanú Stanom J. Pealeom, Patrickom Cassenom a R.T. Reynoldsom publikovanú pred cestou sondy Voyager 1. Autori štúdie predpovedali a spočítali, že vnútorné jadro Io musí získavať ohromné množstvo tepla vplyvom slapového pôsobenia Jupitera a obežnej rezonancie s Európou a Ganymedom. Údaje z preletu taktiež odhalili dominantné zastúpenie síry a zmrznutého oxidu siričitého na povrchu planéty a podobné zloženie tenkej atmosféry mesiaca. Za mesiacom bol súčasne pozorovaný [[torus]].

Voyager 2 preletel okolo Io [[9. júl]]a vo vzdialenosti . Nešlo o taký tesný prelet ako v prípade sesterskej sondy, ale porovnávacia analýza urobených snímok ukázala niekoľko zmien na povrchu, ku ktorým došlo v priebehu iba piatich mesiacov medzi preletom oboch sond. Osem z deviatich sopečných mračien pozorovaných pri prvom prelete bolo v čase druhého preletu stále na pôvodnom mieste a sopky boli teda stále aktívne. Medzi preletom sond ukončila sopečnú činnosť iba sopka [[Pele (sopka)|Pele]].
[[Súbor:Artwork Galileo-Io-Jupiter.JPG|thumb|left|Umelecká predstava preletu sondy Galileo okolo mesiaca Io s Jupiterom v pozadí]]

==== Sonda Galileo ====

Sonda Galileo doletela k Jupiteru v roku 1995 po šesťročnej ceste od Zeme v snahe pokračovať v prieskume sústavy Jupitera tam, kde skončili sondy Voyager 1 a 2. Keďže je mesiac Io umiestnený do oblasti jedného z najsilnejších radiačných pásov Jupitera, sonda nad ním nemohla vykonávať pravidelné nízke prelety. Aj tak však uskutočnila jeden tesný prelet pred navedením na dvojročnú primárnu dráhu. Hoci počas preletu zo [[7. december|7. decembra]] [[1995]] nevznikli žiadne snímky, podarilo sa potvrdiť existenciu veľkého železného [[planetárne jadro|jadra]] mesiaca podobného tomu, aké majú terestrické planéty vnútornej časti slnečnej sústavy.

Aj keď sonda nevykonávala priame prelety nad mesiacom a mala technické ťažkosti, ktoré neumožňovali odoslať všetky údaje, podarilo sa získať množstvo dát, ktoré rozšírili poznatky o Io a podpísali sa pod významné objavy. Sonda pozorovala erupciu sopky [[Pillan Patera]] a potvrdila, že vyvrhovaný materiál je zložený prevažne z kremičitej magmy [[mafity|mafického]] a [[Ultramafická hornina|ultramafického]] zloženia s obsahom síry a oxidu siričitého hrajúceho rovnakú úlohu ako voda a oxid uhličitý na Zemi. Vzdialené snímkovanie Io ukázalo veľké množstvo aktívnych sopiek na povrchu, značné množstvo vrchov s rôznou morfológiou a niekoľko významných zmien oblastí zaznamenaných sondami Voyager či dokonca aj oblastí vyfotografovanými sondou Galileo dávnejšie. 

Misia sondy bola dvakrát predĺžená ([[1997]] a [[2000]]). Počas týchto predĺžení preletela sonda okolo Io trikrát, a to v druhej polovici [[1999]] a na začiatku roka [[2000]], a potom ešte trikrát na konci roku [[2001]] a na začiatku [[2002]]. Prelety pomohli zmapovať rozsah vulkanickej aktivity, vylúčiť existenciu magnetického poľa mesiaca a zmapovať sopky a pohoria. 

V decembri 2000 preletela okolo Jupitera sonda [[Cassini-Huygens]] na svojej ceste k [[Saturn]]u a vykonala spoločné pozorovanie mesiaca, ktoré odhalilo nový chochol v atmosfére v oblasti [[Tvashtar Paterae]] a polárnu žiaru okolo Io.

=== Následné pozorovania ===
[[Súbor:Iosurface cs.jpg|thumb|300 px|Zmeny povrchových útvarov za osem rokov medzi pozorovaniami sondou Galileo a [[New Horizons]]]]
Po plánovanom navedení sondy Galileo do [[atmosféra Jupitera|atmosféry Jupitera]] a jej zániku sa v septembri [[2003]] uskutočnilo ďalšie pozorovania mesiaca prostredníctvom výkonných pozemských ďalekohľadov. Použitie [[adaptívna optika|adaptívnej optiky]] z teleskopu [[Keck]] na [[Havaj]]i a [[Hubblov vesmírny ďalekohľad|Hubbleovho teleskopu]] umožnilo sledovať aktívne prejavy vulkanizmu. Tieto nové pozorovania vedcom umožnili sledovať sopky na Io bez nutnosti vyslať do systému ďalšiu sondu. Ani čoraz dokonalejšie pozemské prístroje však dobre nedovidia na póly Io.

==== New Horizons ====

[[28. február]]a [[2007]] preletela systémom Jupitera sonda [[New Horizons]] na svojej ceste k [[134340 Pluto|Plutu]] a [[Kuiperov pás|Kuiperovmu pásu]]. Počas preletu prebehli pozorovania Io. Snímky ukázali veľké sopečné mračná v oblasti Tvashtar, čo bolo prvé detailné pozorovanie obrovských erupcií porovnateľných s mračnami okolo Pele v roku 1979. Sonda súčasne pozorovala mračná okolo [[Girru Patera]] v počiatočnom štádiu erupcií a niekoľko ďalších, ktoré sa už objavili v čase misie sondy Galileo.

==== Juno ====
V auguste [[2011]] odštartovala americká sonda [[Juno (sonda)|Juno]], ktorá využíva infračervený [[spektrometer]] [[JIRA]]. Sonda Juno pozoruje Io na ultrafialových, optických aj infračervených vlnových dĺžkach. Vďaka tým posledným mapuje toky tepla z povrchu mesiaca, aby sme tak porozumeli, aká je vnútorná stavba Io. Sonda Juno by okolo mesiaca io mala preletieť celkove 11-krát. Dva z týchto preletov vykonaných v rokoch 2023 a 2024 spoločne skrátia obežnú dráhu sondy.

=== Budúce misie ===
Vznikol návrh misie kozmickej sondy, ktorá by mesiac mapovala nepretržite a zodpovedala na otázku jeho vnútorného zloženia. Táto misia IVO ([[Io Volcano Observer]]) je však zatiaľ len v štádiu plánov. Ak vzlietne, nie pred rokom 2029.

== Názvoslovie ==
Mesiac bol pomenovaný podľa [[grécka mytológia|gréckej mytológie]] po kňažnej [[Io (mytológia)|Ió]], jednej z mnohých lások boha [[Zeus|Dia]], ktorý prevzal v [[Rímska mytológia|rímskej mytológii]] meno Jupiter. Aj keď Simonovi Mariusovi nebol priznaný objav mesiaca pred Galileom, jeho názvy pre mesiace sa používajú dodnes. V jeho publikácii z roku 1614 *Mundus Jovialis* hovorí o mesiaci ako o Io, milenke Dia. Jeho názvy zapadli až do začiatku [[20. storočie|20. storočia]], keď sa opäť začali používať.  V literatúre staršieho dáta vystupoval mesiac Io iba pod jednoduchým názvom *Jupiter I* (alebo prvý mesiac Jupitera).

=== Povrchové útvary ===
Útvary na povrchu mesiaca sú pomenované po osobách a miestach spojených s mytológiou Io, podobne ako po bohoch ohňa, sopiek či [[Slnko|Slnka]] a ďalších mýtických objektoch ako napr. z [[Dante Alighieri|Danteho]] Pekla. Od detailnejšieho prieskumu mesiaca sondou Voyager 1 [[Medzinárodná astronomická únia]] pomenovala približne 225 sopiek, pohorí, rovín a výrazných albedových útvarov. Bolo schválené používanie označení napr. *patera*, *mons*, *mensa*, *planum*, *fluctus* ([[lávový prúd|lávové prúdy]]) alebo *tholus* pre rôzne povrchové útvary v závislosti od ich tvaru, sklonu, veľkosti atď.

== Galéria ==
<gallery>
Image:Voyager 2 Jupiter Io.jpg|Io nad mrakmi Jupitera, záber zo sondy [[Voyager 2]]
Image:PIA02879 - A New Year for Jupiter and Io.jpg|Io v blízkosti [[terminátor]]a Jupitera. Fotografiu zhotovila [[Cassini (sonda)|sonda Cassini]] pri svojom prelete okolo planéty
Image:PIA01667-Io's Pele Hemisphere After Pillan Changes.jpg|Io zo sondy Galileo. Jasnooranžový materiál obklopuje vulkán *Pelé''.
Image:Io Earth Moon Comparison.png|Porovnanie veľkosti Io so Zemou a jej Mesiacom
Image:Jupiter&Io.jpg|Jupiter a Io vyfotografované pri prelete sondy New Horizons
Image:Io, moon of Jupiter, NASA.jpg|Io na zábere zo sondy Galileo
Image:Tvashtarvideo.gif|Aktívny vulkán Tvashtar na sekvencii záberov sondy New Horizons
Image:PIA01081-Color Mosaic and Active Volcanic Plumes on Io.jpg|Sopečná explózia na okraji Io
Image:Vulcanic Explosion on Io.jpg|Sopečná explózia zachytená Voyagerom 1
Image:Volcanic crater with radiating lava flows on Io.jpg|Sopečný kráter s lúčovitými prúdmi lávy, záber zo sondy Voyager 1
Image:021206 Galileo Io at sunset.jpg|Rozhranie svetla a tmy na Io zo sondy Galileo


## Poznámky


## Referencie

## Iné projekty

## Zdroj
* 


Kategória:Mesiace Jupitera
Kategória:Astronomické objekty objavené v roku 1610
Kategória:Astronomické objekty objavené Galileom Galileim
Kategória:Astronomické objekty objavené Simonom Mariom