イオ (衛星)
イオ (Jupiter I Io) は、木星の第1衛星である。4つのガリレオ衛星の中で最も内側を公転する衛星である。太陽系の衛星の中で4番目に大きく、また最も高密度の衛星である。太陽系の中で最も水を含む割合が少ない天体でもあり、多くの活火山をもつ衛星として知られている。1610年に発見され、ギリシア神話に登場する女神イーオーに因んで命名された。
イオには400個を超える火山があり、太陽系内で最も地質学的に活発な天体である。この極端な地質活動は、木星と他のガリレオ衛星であるエウロパ、ガニメデとの重力相互作用に伴うイオ内部での潮汐加熱の結果である。いくつかの火山は硫黄と二酸化硫黄の噴煙を発生させており、その高さは表面から 500 km にも達する。イオの表面には100以上の山も見られ、イオの岩石地殻の底部における圧縮によって持ち上げられ形成されたと考えられる。これらのうちいくつかはエベレストよりも高い。大部分が水の氷からなる大部分の太陽系遠方の衛星とは異なり、イオの主成分は岩石であり、溶けた鉄もしくは硫化鉄の核を岩石が取り囲んだ構造をしている。イオの表面の大部分は、硫黄と二酸化硫黄の霜で覆われた広い平原からなっている。
イオの火山活動は表面の独特の特徴を生み出している。イオの火山噴出物と溶岩流は表面の様相を大きく変化させ、黄、赤、白、黒と緑の微妙な色彩で彩っている。これらの多くは硫黄の同素体と硫黄化合物からなっている。また、長さが 500 km 以上にもおよぶ多数の溶岩流が表面に見られる。この火山活動によって生成される物質が、イオの薄く不完全な大気と木星の磁気圏を作り上げている。イオの火山噴出物は木星の周りの大きなプラズマトーラスを形成している。
イオは17世紀と18世紀における天文学の発展において大きな役割を果たした。イオは1610年1月にガリレオ・ガリレイによって、他のガリレオ衛星と共に発見された。この発見は地動説を後押しし、ケプラーの法則の発展につながり、さらにはオーレ・レーマーによる光速度の初めての具体的な測定にもつながった。地球からは、19世紀後半から20世紀初頭にかけてはイオは点として観測されていたにとどまったが、その後は暗い赤い極域や明るい赤道領域などの大規模な表面の特徴が分解できるようになった。1979年にはボイジャー計画によって2つの探査機による観測が行われ、多数の火山活動や大きな山、明確な衝突クレーターが見られない若い表面など、地質学的に活発な姿が明らかになった。ガリレオ探査機は1990年代と2000年代初頭に数回の近接フライバイを行い、イオの内部構造と表面組成に関するデータを取得している。これらの探査機は、イオと木星の磁気圏の関連も明らかにし、イオの軌道を中心とする高エネルギーの放射線帯の存在も発見した。イオは1日あたり 36 Sv もの電離放射線を受けている。
その後、2000年には探査機カッシーニ、2007年には冥王星探査機ニュー・ホライズンズ、2017年以降はジュノーによるさらなる観測が行われ、並行して地上望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡による観測も行われている。
イオは1610年1月7日に、ガリレオ・ガリレイがパドヴァ大学においてガリレオ式望遠鏡を用いて発見した。しかしその観測では望遠鏡の性能不足のため、ガリレオはイオとエウロパを区別することが出来ず、両者は1つの光点として記録された。ガリレオがイオとエウロパを別々の天体として観測したのは翌日の1610年1月8日のことであり、この日付が国際天文学連合 (IAU) に発見日として認められている。イオとその他のガリレオ衛星の発見は、1610年3月の『星界の報告』で発表された。
1614年にシモン・マリウスが出版した『Mundus Jovialis』の中で、マリウスはガリレオの発見より1週間前の1609年にイオとその他のガリレオ衛星を発見したと主張した。ガリレオはこの主張を疑い、マリウスのこの著作は盗作であるとして退けた。マリウスの観測記録はユリウス暦の1609年12月29日から始まっており、これはガリレオが用いていたグレゴリオ暦では1610年1月8日にあたる。ガリレオがマリウスより先に発見を発表していることから、ガリレオが発見者として記録されている。
シモン・マリウスはガリレオ衛星の発見者とは認められなかったものの、彼がガリレオ衛星に対して提案した名称は採用されている。彼は1614年の出版物 Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici の中でガリレオ衛星の最も内側のものにいくつかの名前を提案しており、その中には「木星の水星 (The Mercury of Jupiter)」や「木星の一番目の惑星 (The First of the Jovian Planets)」というものもあった。1613年のヨハネス・ケプラーの助言に基づき、彼はギリシア神話のゼウスや、それに相当するローマ神話のユーピテルの愛人から名前を与えることを考案した。彼は木星の最も内側の大衛星に対し、ギリシア神話の登場人物であるイーオーに因んで名前を与えた。マリウスが提案した名前は20世紀中頃までは広く受け入れられていなかった。初期の天文学の文献の多くでは、イオは一般にローマ数字を用いて Jupiter I と表記されたり (これはガリレオが導入した表記である)、あるいは「木星の一番目の衛星」と表記された。
なお、同名の小惑星イオも存在する。
イオ表面の地形は、イオの神話の人物や場所、様々な神話における火や火山、太陽、雷の神、そしてダンテの『神曲』の人物や場所など、その火山性の表面にふさわしい名前が付けられている。ボイジャー1号によって表面の近接画像が初めて得られて以降、国際天文学連合はイオの火山や山、平野や大きなアルベドの特徴に対して、225の名称を承認している。承認されたイオの火山性の地形の中には、「パテラ」(火山性凹地)、「フルクトゥス」(溶岩流)、活火山 (特定の火山において、噴火活動が最初の火山活動の兆候であったもの) などがある。命名された山、平原、層状の地形、楯状火山は、それぞれ名称に mons、mensa (テーブル)、planum、tholus (ロタンダ) を含んでいる。明るいアルベドを持つ領域は regio という用語が使用されている。命名された地形の例としては、プロメテウス火山、パン卓状台地 (Pan Mensa) などがある。
日本と関連したものには、日本神話に由来するアマテラス・パテラ、ヒルコ・パテラ、スサノオ・パテラ、マスビ・フルクトゥス、不動明王(アチャラ・ナータ)に由来するアチャラ・フルクトゥス、アイヌの神話に由来するフチ・パテラ、日本語に由来するカミナリ・パテラ、ライデン・パテラ、センゲン・パテラがある。
発見されてから250年ほどの間は、イオは望遠鏡で5等級の点として観測される天体のままであった。17世紀の間にイオやその他のガリレオ衛星は、経度の決定する初期の手法、ケプラーの第三法則の検証、木星と地球の間を光が進むのに必要な時間の決定など、様々な目的を果たすために用いられた。天文学者のジョヴァンニ・カッシーニらによって作成された天体暦に基づき、ピエール=シモン・ラプラスはイオ、エウロパ、ガニメデの共鳴軌道を説明するための数学理論を構築した。この共鳴はのちにこれら3つの衛星の地質に大きな影響を及ぼすことが判明した。
19世紀後半から20世紀にかけての望遠鏡技術の進歩により、天文学者はイオの大規模な表面の特徴を光学的に分解できるようになった。1890年代に、エドワード・エマーソン・バーナードがイオの赤道領域と極領域の明るさに違いがあることを初めて観測した。バーナードと同期の天文学者であるウィリアム・ヘンリー・ピッカリングはイオが卵状の形状をしていると解釈し、バーナードも初めは2つの分離した天体からなると考えていたが、後に2つの領域で色とアルベドが異なることが原因であると正しく解釈した。後の望遠鏡観測で、イオの明確な赤茶色の極域と、黄白色の赤道帯が確認された。
20世紀中盤の望遠鏡観測では、イオの異様な性質が明らかになり始めた。分光観測からは、他のガリレオ衛星とは異なり表面に水が全く存在していないことが示唆された。同じ観測では、表面はナトリウム塩と硫黄からなる揮発性物質が占めていることが示唆された。電波望遠鏡観測では、イオの軌道周期と結びついたデカメートル波の波長でのバーストなどに見られるような、木星の磁気圏にイオが及ぼす影響も明らかになった。
イオを通過した初めての探査機は、パイオニア計画のパイオニア10号と11号であり、それぞれ1973年12月3日と1974年12月2日にイオ付近を通過した。電波追跡によりイオの質量の推定値が改善され、そのサイズに関する情報からイオがガリレオ衛星の中で最大の密度を持つこと、また水氷ではなく主に珪酸塩の岩石からなることが示唆された。パイオニアはさらに薄い大気の存在と、イオの軌道付近の強い放射線帯の存在を明らかにした。両探査機で得られた画像のうち、パイオニア11号に搭載されたカメラによって撮影された北極領域の画像のみが良質のものであった。近接画像はパイオニア10号の接近の際にも撮影することが予定されていたが、これらは高放射線環境のせいで失われてしまった。
ボイジャー計画による2つの探査機ボイジャー1号と2号が1979年にイオを通過した際は、進化した撮像システムによってさらに詳細な画像が得られた。ボイジャー1号は1979年3月5日に 20,600 km の距離を通過した。接近の最中に送信された画像からは、奇妙な、多色に彩られた衝突クレーターのない風景が明らかになった。最も高い解像度の画像では、奇妙な形状の穴、エベレスト山よりも高い山々、溶岩流に似た地形を持つ、比較的若い表面が見られた。
近接遭遇の直後に、ボイジャーのナビゲーションエンジニアである Linda A. Morabito は、画像の1つに表面から噴出する噴煙に気が付いた。ボイジャー1号が撮影したその他の画像を解析したところ、表面に散在する同様の噴煙が9つ発見され、イオは活発な火山活動を起こしていることが明らかになった。この結果は、ボイジャー1号の接近の直前に発表された、Stan Peale, Patrick Cassen, と R. T. Reynolds による論文の中で予測されていた。Peale らは、イオの内部はエウロパ、ガニメデとの軌道共鳴によって引き起こされる大きな潮汐加熱を経験するということを計算していた。このフライバイで取得されたデータは、イオの表面は硫黄と二酸化硫黄の霜で覆われていることを示した。これらの化合物はイオの薄い大気の成分でもあり、またイオの軌道を中心としたプラズマトーラスの成分でもある。
ボイジャー2号は1979年7月9日に 1,130,000 km の距離を通過した。ボイジャー1号ほどは接近しなかったものの、両探査機で撮影された画像を比較することで、4ヶ月の間に表面の様子がいくらか変化している様子を見ることができた。さらに、ボイジャー2号が木星系を離れる際に三日月状に太陽光が当たるイオの観測からは、3月に観測された9つの噴煙のうち7つは1979年7月の段階で活動しており、ペレ火山だけが2機のフライバイの間に活動を停止したことが明らかになった。
ガリレオ探査機は、地球から6年の歳月をかけて1995年に木星に到達し、ボイジャーの2機の観測や、それ以降に地上から行われた観測による発見の追跡調査を行った。イオは木星の最も強力な放射線帯のうちのひとつの中に位置しているため長期にわたる近接フライバイは行われなかったが,木星系を探査する2年間の主要ミッションのための軌道に入る直前にイオに接近した。1995年12月7日の近接フライバイの際には画像は撮影しなかったが、内部太陽系の岩石惑星に見られるのに似た大きな鉄の核の発見などの重要な成果が得られた。
接近画像を取得しなかったことや、データの送信に大きな制限を与えた機器の異常などの影響はあったものの、ガリレオの主要ミッションの間にいくつかの重要な発見がなされた。ガリレオはピッラン火口での大きな噴火の影響を観測し、火山噴火はマグネシウムが豊富な苦鉄質と超苦鉄質岩の珪酸塩のマグマからなることを確認した。イオの遠方からの撮影は主要ミッション中のほぼ全ての軌道で得られ、多数の活発な火山 (表面で冷却するマグマからの熱放射と火山の噴煙の両方)、形状が大きく異なる多数の山、およびボイジャーが観測した時期とガリレオの時期やガリレオミッション中でのいくつかの表面の変化の存在が明らかになった。
ガリレオのミッションは1997年と2000年の二度にわたって延長された。これらの延長ミッションの最中に、ガリレオによるイオへの接近は1999年後半に3回、2000年前半、2001年後半に3回、2002年前半に行われた。これらの接近での観測では、イオの火山と山で発生する地質学的プロセスを明らかにし、磁場の存在を否定し、火山活動の規模を示した。2000年12月には、カッシーニが土星に向かう最中に木星系に遠方かつ短時間の接近を行い、ガリレオとの共同観測が実現した。これらの観測では、トゥワシュトラ火口 (Tvashtar Paterae) における新しい噴煙が明らかになり、イオのオーロラについての知見も得られた。
2003年にガリレオ探査機が計画的に木星大気に突入してミッションが終了した後は、イオの火山活動の新しい観測は地上望遠鏡から行われた。特に、ハワイのケック望遠鏡での補償光学を用いた撮像とハッブル宇宙望遠鏡での撮像により、天文学者はイオの活発な火山をモニターすることが出来た。この撮像観測により、木星付近にまで探査機を送り込まずとも、科学者たちはイオの火山活動を監視することが出来た。
ニュー・ホライズンズは冥王星とエッジワース・カイパーベルトに向かう途上で、2007年2月28日に木星系を通過した。この遭遇の最中に、遠方からのイオの観測が多数行われた。この時の画像の中にはトゥワシュトラ火口における大きな噴煙も含まれており、1979年のペレ火山の噴煙の観測以来初めてとなる、イオの最大級の火山噴火の詳細な観測が行われた。ニュー・ホライズンズはギッル火口 (Girru Patera) 付近の噴火の初期段階の画像も取得しており、ガリレオの観測以降に発生したいくつかの火山噴火も捉えている。
木星系の探査ミッションには、進行中のものが1つ、間近に迫ったものが1つある。2011年8月5日に打ち上げられたジュノーは撮影能力は限られているものの、赤外線オーロラマッピング装置 JIRAM を用いてイオの火山活動をモニターすることができる。
Jupiter Icy Moon Explolerは欧州宇宙機関によって計画されているミッションで、最終的にはガニメデの周回軌道に入ることが予定されている。JUICE は2022年に打ち上げ、2030年1月に木星に到達することが予定されている。JUICE はイオをフライバイする予定はないが、ガニメデ周回軌道へ投入する前の2年間の木星周遊段階では、狭角カメラなどの搭載した機器を用いてイオの火山活動をモニターし、表面組成を測定することが予定されている。
Io Volcano Observer (IVO) はディスカバリー計画として提案されている2021年打ち上げ予定のミッションである。2026年から開始する木星周回軌道でのミッションにおいて、複数回のイオのフライバイを行うことが計画されている。
イオは木星の中心から 421,700 km の距離を公転しており、木星の雲頂からの距離は 350,000 km である。ガリレオ衛星の中では最も内側を公転しており、軌道はテーベとエウロパの間にある。木星の木星内部衛星群を含むと、内側から5番目の衛星である。木星の周りをおよそ42.5時間かけて1周している (1晩の観測でその動きが観測できるほど速い)。
イオはエウロパと 2:1 の平均運動共鳴を起こしており、またガニメデとは 4:1 の平均運動共鳴を起こしている。そのためイオが木星を2周する間にエウロパは1周し、イオが4周する間にガニメデは1周する。この関係はラプラス共鳴と呼ばれる。この共鳴によってイオの軌道離心率は0.0041に保たれており、地質学的活動を起こす主要な熱源となっている。この強制的な軌道離心率が無ければ、イオの軌道は潮汐力によって円軌道化され、地質学的に不活発な天体になるだろう。
他のガリレオ衛星や月と同様に、イオの自転は公転周期と同期しており、同じ面を木星に向け続けている。この同期性を元にイオの経度系が定義されている。イオの本初子午線は、木星直下点で赤道と交差するように定義されている。常に木星を向いている面は sub-Jovian hemisphere (木星に面する半球) と呼ばれ、反対側は anti-Jovian hemisphere (木星から見て反対側の半球) と呼ばれる。常にイオが公転する方向を向いた側は leading hemisphere (先行半球)、常に公転する方向の逆を向いた側は trailing hemisphere (後行半球) として知られている。
イオの表面からは、木星の視直径は 19.5° に見える。これは地球から見た月の見かけの大きさの39倍である。
イオは木星の磁気圏を形作る上で重要な役割を果たしている。イオは 400,000 ボルトもの電圧の発電機として働き、300万アンペアの電流を生成し、木星に磁気圏を2倍以上の大きさに膨張させるイオンを放出する。木星の磁気圏はイオの薄い大気からのガスとダストを掃き集めており、その量は1秒あたり1トンにもおよぶ。この物質は大部分がイオンか原子状の硫黄、酸素と塩素、原子状のナトリウムやカリウム、分子状の二酸化硫黄と硫黄、そして塩化ナトリウムの塵である。これらの物質はイオの火山活動に起源を持つものだが、木星の磁気圏に散逸し惑星間空間にやってくる物質はイオの大気から直接来るものである。これらの物質は、その電離状態や組成に依存するが、最終的に様々な中性物質の雲や木星磁気圏内の放射線帯に到達し、場合によってはその後木星系から放出されることもある。
表面からイオ半径の6倍程度の距離までに広がりイオを取り囲んでいるのは、中性の硫黄、酸素、ナトリウム、カリウム原子の雲である。これらの粒子はイオの高層大気に起源を持ち、プラズマガストーラス中のイオンとの衝突によって励起され、その他の過程によってイオのヒル球 (イオの重力が木星の重力を上回る領域) を満たしている。この物質の一部はイオの重力を振り切って木星を周回する軌道に入る。20時間かけてこれらの粒子はイオから拡散してバナナ型の中性雲を形成し、この構造はイオの軌道の内側ではイオの前方に向かって、イオの軌道の外側ではイオの後方に向かって、木星半径の6倍の距離にまで広がる。これらの粒子を励起する衝突過程は、時々プラズマトーラス中のナトリウムイオンに電子を供給して再結合し、これによって生成された新しい高速の中性粒子はトーラスから除去される。これらの粒子は 70 km/s 程度の速度を得て (イオの軌道速度は 17 km/s である)、イオから遠ざかるジェットとして放出される。
イオは、イオプラズマトーラスとして知られる強い放射線帯の中を公転している。この電離した硫黄、酸素、ナトリウム、塩素のドーナツ型の環にあるプラズマは、イオを取り囲む「雲」の中にある中性原子が電離され木星の磁気圏によって運ばれる際に発生する。中性の雲の中にある粒子とは異なり、これらの粒子は木星の磁気圏と共回転し、木星の周りを 74 km/s で公転する。木星磁場の他の部分と同様にプラズマトーラスは木星の赤道面 (そしてイオの軌道面) に対して傾いているため、イオはある時はプラズマトーラスの中心より上にあり、ある時は下にある。先述の通りこれらのイオンは高速で高エネルギーであるため、イオの大気や広がった中性雲から中性原子や分子を除去する働きがある。
トーラスは3つの区分から成り立っている。1つ目はイオの軌道のすぐ外側にある「温かい」トーラスである。2つ目は「リボン」として知られる垂直方向に広がった領域で、木星からイオまでの距離に位置しており、中性物質の起源と冷却するプラズマからなる。3つ目は「冷たい」トーラスで、木星へ向かって徐々にらせん状に落下していく粒子からなる。「温かい」トーラス内の粒子はトーラス内に平均で40日とどまった後に脱出し、木星の異常に大きい磁気圏の部分的な原因となり、外向きの圧力で磁気圏を内部から膨張させている。イオからの粒子は磁気圏プラズマの変動として検出され、これはニュー・ホライズンズによって非常に長い磁気圏尾として検出された。プラズマトーラス内の同じような変動を研究するためには、それが放射する紫外線を測定するという方法もある。このような変動は、プラズマトーラス内の物質の究極的な源であるイオの火山活動とは明確には結び付いていないものの、中性ナトリウムの雲を介して関連している。
探査機ユリシーズが1992年に木星に接近した際、木星系から放出されるダストサイズの粒子の流れを検出している。離散した流れの中にあるダストは数百 km/s 以上の速度で木星から遠ざかっており、粒径の平均は 10 µm で、塩化ナトリウムが主成分であった。ガリレオ探査機によるダストの測定では、これらのダストの流れはイオが起源であることが示されたが、どのように形成されたのか、イオの火山活動が起源なのかあるいは表面から除去された物質が起源なのかについては明らかになっていない。
イオを横切っている木星の磁力線は磁束管として知られる電流を生み出して、イオの大気および中性雲と、木星の極域の高層大気を結合している。この電流は、"Io footprint" (イオの足跡) として知られている木星の極域でのオーロラ発光や、イオの大気でのオーロラを生み出している。このオーロラ相互作用による粒子は可視光の波長で木星の極域を暗く見せる。地球と木星に対するイオとそのオーロラの足跡の位置は、地球から見たときの木星電波放射に強い影響を与える。イオが見えている時は、木星からの電波は大幅に増加する。現在木星を公転する軌道に入るジュノーは、この過程を明らかにする観測を行っている。イオの電離圏を横切らなかった木星の磁力線も電流を誘導し、イオの内部に誘導磁場を生成する。イオの誘導磁場は、表面から 50 km 下にある部分的に溶融した珪酸塩マグマの中で発生すると考えられている。同様の誘導磁場はガリレオ探査機によって他のガリレオ衛星にも発見されており、これらの衛星内部の液体の水の海で発生している。
イオは地球の衛星である月よりわずかに大きい。平均半径は 1821.3 km と月より 5% だけ大きく、質量は 8.931922 kg と月より 21% 重い。わずかに楕円体の形状をしており、長軸を木星の方向に向けている。ガリレオ衛星の中では質量・半径は共にガニメデとカリストに劣るものの、エウロパは上回っている。
イオの主成分は珪酸塩の岩石と鉄であり、水の氷と珪酸塩岩石の混合物が主成分である太陽系遠方の他の衛星とは異なり、全体の組成は地球型惑星に近い。イオの密度は 3.5275 g/cm3 であり、太陽系のどの衛星よりも高密度である。ガリレオ衛星、特に密度がおよそ 1.9 g/cm3 であるガニメデとカリストと比べると際立って高い。また月の密度である 3.344 g/cm3 をわずかに上回る。ボイジャーとガリレオによるイオの質量、半径、四重極重力係数 (天体内部で質量がどう分布しているかに関係する数値) の測定に基づくモデルでは、内部は岩石豊富な地殻とマントル、鉄もしくは硫化鉄が豊富な核に分化していることが示唆されている。イオの金属核は質量のおよそ 20% を占める。核に含まれる硫黄の量に依存するが、核がほとんど鉄でできていた場合は半径が 350〜650 km、鉄と硫黄の混合物で出来ていた場合は 550〜900 km と推定されている。ガリレオの磁気センサでは内部のイオの固有磁場を検出することが出来ず、核は対流を起こしていないことが示唆された。しかしその後のデータの再解析では磁場があることが示されている。
イオの内部組成のモデルでは、マントルは少なくとも 75% がマグネシウム豊富な苦土橄欖石で出来ており、全体の組成はL型普通コンドライトやLL型普通コンドライトの隕石と似ていることが示唆されている。ケイ素に対する鉄の量は月や地球よりは大きいが、火星よりは小さい。イオで観測された熱流を説明するためイオのマントルは 10〜20% が溶けていると考えられるが、高温の火山活動が観測されている領域では溶融率は高い可能性がある。しかし2009年に行われたガリレオ探査機の磁気センサデータの再解析では、イオに誘導磁場が存在することが明らかになり、これを説明するためには表面から 50 km 下にマグマオーシャンが存在している必要がある。2011年に発表されたさらなる解析では、このようなマグマオーシャンの直接証拠が得られた。この層は厚さ 50 km で、イオのマントルのおよそ 10% を占めると推定されている。マグマオーシャンの温度は 1200 ℃ に達すると推定されている。イオのマントルの 10〜20% が部分的に溶融しているという事が、マグマオーシャンにおける溶融した珪酸塩の必要量と矛盾しないかどうかは分かっていない。玄武岩とイオの火山活動による硫黄の堆積物からなるイオのリソスフェアは、少なくとも 12 km の厚みを持ち、また 40 km よりは薄い。
放射性同位体の崩壊熱が主な内部熱源である地球や月とは異なり、イオの主要な熱源は潮汐散逸であり、これはエウロパとガニメデとの軌道共鳴の結果である。この加熱は、イオの木星からの距離、軌道離心率、内部組成と物理的な状態に依存する。エウロパとガニメデとのラプラス共鳴は、イオの軌道が潮汐散逸によって完全に円軌道化されるのを防ぎ、軌道離心率の値を維持している。この共鳴はイオと木星の距離を維持するのも助けている。共鳴が存在しなければ、イオにはたらく木星の潮汐力によってイオは徐々に外側に移動してしまうであろう。イオの潮汐バルジの垂直方向長さはイオが近点と遠点にいる時では最大で 100 m ほど変化する。この変化する潮汐力によってイオの内部では摩擦や潮汐散逸が発生し、イオの内部に大きな潮汐加熱をもたらし、イオのマントルと核の大部分を溶融させる。共鳴がなかった場合はこの潮汐散逸は軌道離心率を減少させ、円軌道にするようにはたらくことになる。潮汐加熱によって生み出されるエネルギーは、放射性物質の崩壊のみで生み出されるエネルギーの最大で200倍になる。この熱は火山活動という形で解放され、測定されている高い熱輸送を生み出す (全球で (0.6-1.614 W))。イオの軌道モデルは、イオ内部での潮汐加熱の量は時間と共に変化していることを示唆している。しかし現在の潮汐散逸の量は観測されている熱流量とは矛盾しない。潮汐加熱と対流のモデルでは、潮汐エネルギー散逸と地表へのマントル対流の熱を同時に説明できるような、衛星の粘性分布を見つけることが出来ていない。
木星とその衛星エウロパからの引力による潮汐加熱がイオに見られる多くの火山の熱源になっているという点については広く受け入れられているものの、火山は潮汐加熱で予測される位置には存在しておらず、東に 30〜60° ずれている。Tyler らによる2015年の論文では、この東へのずれは地下にある溶けた岩石の海によって引き起こされている可能性が示唆された。このマグマの動きが、マグマの粘度による摩擦を介してさらなる熱を生成する。論文の著者らは、この地下の海は溶けた岩石と固体の岩石の混合物であると考えている。
太陽系内の他の衛星も潮汐加熱を受けており、同様に地下のマグマや水の海の摩擦を介して熱を生成していると思われる。内部海で熱を生み出すことのできるこのメカニズムは、エウロパやエンケラドゥスのような天体における生命の可能性を高めると考えられる。