Io - Historie editací

Sysop: + 4 X VIDEO

2021-04-20T09:52:49Z

+ 4 X VIDEO

← Starší verze		Verze z 20. 4. 2021, 09:52
Řádka 238:		Řádka 238:
	Útvary na povrchu měsíce jsou pojmenovány po osobách a místech spojených s mytologií Io, podobně jako po bozích ohně, sopek či [[Slunce]] a dalších mytických objektech jako např. z [[Inferno]] po knize Dante Alighieriho.<ref name="NameCategories">{{Citace elektronické monografie \| příjmení=Blue \| jméno=Jennifer \| datum vydání=October 16, 2006 \| url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append6.html \| titul=Categories for Naming Features on Planets and Satellites \| vydavatel=USGS \| datum přístupu= 2007-06-14 }}</ref> Od detailnějšího průzkumu měsíce sondou Voyager 1 Mezinárodní astronomická unie pojmenovala přibližně 225 sopek, pohoří, rovin a výrazných albedových útvarů. Bylo schváleno používat označení např. ''patera'', ''mons'', ''mensa'', ''planum'', ''fluctus'' ([[lávový proud\|lávové proudy]]) či ''tholus'' pro různé povrchové útvary v závislosti na jejich tvaru, sklonu, velikosti atd.<ref name="NameCategories"/>		Útvary na povrchu měsíce jsou pojmenovány po osobách a místech spojených s mytologií Io, podobně jako po bozích ohně, sopek či [[Slunce]] a dalších mytických objektech jako např. z [[Inferno]] po knize Dante Alighieriho.<ref name="NameCategories">{{Citace elektronické monografie \| příjmení=Blue \| jméno=Jennifer \| datum vydání=October 16, 2006 \| url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append6.html \| titul=Categories for Naming Features on Planets and Satellites \| vydavatel=USGS \| datum přístupu= 2007-06-14 }}</ref> Od detailnějšího průzkumu měsíce sondou Voyager 1 Mezinárodní astronomická unie pojmenovala přibližně 225 sopek, pohoří, rovin a výrazných albedových útvarů. Bylo schváleno používat označení např. ''patera'', ''mons'', ''mensa'', ''planum'', ''fluctus'' ([[lávový proud\|lávové proudy]]) či ''tholus'' pro různé povrchové útvary v závislosti na jejich tvaru, sklonu, velikosti atd.<ref name="NameCategories"/>

-	=== Související články ===	+	== YouTube ==
		+	{\| border="4" width="442" align="left"
		+	\| {{#widget:YouTube\|id=98iCzrNRWmQ}}
		+	\|- align="center"
		+	\| '''How Io Shocked NASA Scientists'''
		+	\|}
		+	{\| border="4" width="442" align="right"
		+	\| {{#widget:YouTube\|id=oHpxCGeXU3c}}
		+	\|- align="center"
		+	\| '''Jupiter's Moon IO is a World of Fire and Lava'''
		+	\|}
		+	<br style="clear: both;" />
		+	{\| border="4" width="442" align="left"
		+	\| {{#widget:YouTube\|id=-7eOzY3zQrE}}
		+	\|- align="center"
		+	\| '''Inside Io, Europa, Ganymede, and Callisto<br />Jupiter's Moons Orbital Distance and Gravity'''
		+	\|}
		+	{\| border="4" width="442" align="right"
		+	\| {{#widget:YouTube\|id=m-pXfXdBfDY}}
		+	\|- align="center"
		+	\| '''Io: The Moon Of Hell'''
		+	\|}
		+	<br style="clear: both;" />
		+
		+	== Související články ==
	* [[Měsíce Jupiteru]]		* [[Měsíce Jupiteru]]
	=== Literatura ===		=== Literatura ===
Řádka 255:		Řádka 279:
	[[Kategorie:Měsíce Jupiteru]]		[[Kategorie:Měsíce Jupiteru]]
	[[Kategorie:Panoramatické články Multimediaexpo.cz]]		[[Kategorie:Panoramatické články Multimediaexpo.cz]]
		+	[[Kategorie:Video články Multimediaexpo.cz]]

Student85: Vylep.

2015-07-14T23:56:01Z

Vylep.

Ukázat změny

Ivan Drago: GIF animace

2015-03-23T15:13:33Z

GIF animace

← Starší verze		Verze z 23. 3. 2015, 15:13
Řádka 122:		Řádka 122:
	<br style="clear:both;"/>		<br style="clear:both;"/>
	{{Panorama1		{{Panorama1
-	\|Fotovyska=~~441~~	+	\|Fotovyska=439
	\|Sirkaobrazku=1330		\|Sirkaobrazku=1330
	\|Nazevfoto=Io from Galileo and Voyager Orbiters.jpg		\|Nazevfoto=Io from Galileo and Voyager Orbiters.jpg
Řádka 176:		Řádka 176:

	== Oběžná dráha ==		== Oběžná dráha ==
-	[[~~Soubor~~:Galilean moon Laplace resonance animation.gif\|thumb\|365px\|Animace ukazuje Laplacovu rezonanci měsíce Io s Europou a Ganymedem]]	+	[[File:Galilean moon Laplace resonance animation de.gif\|thumb\|365px\|Animace ukazuje Laplacovu rezonanci měsíce Io s Europou a Ganymedem]]
	Io obíhá okolo Jupiteru ve vzdálenosti 421 700 km od středu planety a 350 000 km od horních vrstev mračen. Jedná se o nejvnitřnější z Galileových měsíců Jupiteru, jeho oběžná dráha leží mezi drahami měsíce [[Thebe (měsíc)\|Thebe]] a [[Europa (měsíc)\|Europe]]. Včetně malých (známých) měsíců je Io pátým měsícem v pořadí od Jupiteru. Jeho rotace kolem Jupiteru je v oběžné rezonanci v poměru 2:1 s Europou a 4:1 s Ganymedem, což znamená, že stihne vykonat dva oběhy kolem planety, než Europa jednou oběhne Jupiter a čtyřikrát než jeden oběh uskuteční Ganymed. Vzájemná rezonance pomáhá udržet sklon oběžné osy, který je 0,0041, a současně pomáhá generovat vnitřní teplo potřebné pro sopečnou činnost měsíce.<ref name="Peale1979a"/> Bez vzájemné interakce by se jednalo o méně aktivní svět. Během oběhu je postupně přitahován k Europě a Ganymédu, čímž se vychyluje ze své původní dráhy, když se od těchto měsíců vzdálí, je opět přitažen Jupiterem na správnou dráhu. Tento pohyb mimo dráhu vyvolává tření a vydouvání povrchu, které dosahuje až sta metrů.<ref name="astro"/>		Io obíhá okolo Jupiteru ve vzdálenosti 421 700 km od středu planety a 350 000 km od horních vrstev mračen. Jedná se o nejvnitřnější z Galileových měsíců Jupiteru, jeho oběžná dráha leží mezi drahami měsíce [[Thebe (měsíc)\|Thebe]] a [[Europa (měsíc)\|Europe]]. Včetně malých (známých) měsíců je Io pátým měsícem v pořadí od Jupiteru. Jeho rotace kolem Jupiteru je v oběžné rezonanci v poměru 2:1 s Europou a 4:1 s Ganymedem, což znamená, že stihne vykonat dva oběhy kolem planety, než Europa jednou oběhne Jupiter a čtyřikrát než jeden oběh uskuteční Ganymed. Vzájemná rezonance pomáhá udržet sklon oběžné osy, který je 0,0041, a současně pomáhá generovat vnitřní teplo potřebné pro sopečnou činnost měsíce.<ref name="Peale1979a"/> Bez vzájemné interakce by se jednalo o méně aktivní svět. Během oběhu je postupně přitahován k Europě a Ganymédu, čímž se vychyluje ze své původní dráhy, když se od těchto měsíců vzdálí, je opět přitažen Jupiterem na správnou dráhu. Tento pohyb mimo dráhu vyvolává tření a vydouvání povrchu, které dosahuje až sta metrů.<ref name="astro"/>

Student85: Panorama+Flickr

2014-05-29T12:40:24Z

Panorama+Flickr

← Starší verze		Verze z 29. 5. 2014, 12:40
Řádka 121:		Řádka 121:

	<br style="clear:both;"/>		<br style="clear:both;"/>
-	~~<div style~~=~~"height: 441px; width: 95%; overflow: auto; padding: 3px;text-align: left; border:solid 1px;" >~~	+	{{Panorama1
-	~~<center>[[Soubor:~~Io from Galileo and Voyager Orbiters.jpg\|~~1330px\|~~Mapa povrchu Io~~]]</center>~~	+	\|Fotovyska=441
-	~~</div>~~	+	\|Sirkaobrazku=1330
-	~~<center>'''~~Mapa povrchu měsíce Io (2007)~~'''</center><br style="clear:both;"/>~~	+	\|Nazevfoto=Io from Galileo and Voyager Orbiters.jpg
		+	\|Popisek1=Mapa povrchu Io
		+	\|Popisek2=Mapa povrchu měsíce Io (2007)}}

	==== Složení povrchu ====		==== Složení povrchu ====
Řádka 247:		Řádka 249:
	* [http://www.solarviews.com/eng/io.htm Solarviews - Io (anglicky)]		* [http://www.solarviews.com/eng/io.htm Solarviews - Io (anglicky)]

-	{{~~Jupiterovy měsíce~~}}{{~~Nejlepší článek~~}}	+	{{Nejlepší článek}}
-	{{commonscat\|Io}}{{Článek z Wikipedie}}	+	{{Flickr\|Io+moon}}{{commonscat\|Io}}{{Jupiterovy měsíce}}{{Článek z Wikipedie}}
	[[Kategorie:Io]]		[[Kategorie:Io]]
	[[Kategorie:Měsíce Jupiteru]]		[[Kategorie:Měsíce Jupiteru]]
	[[Kategorie:Panoramatické články Multimediaexpo.cz]]		[[Kategorie:Panoramatické články Multimediaexpo.cz]]

Sysop: 1 revizi

2013-10-03T14:14:21Z

1 revizi

← Starší verze

Verze z 3. 10. 2013, 14:14

Sysop: + Panoramatické články Multimediaexpo.cz

2012-05-05T00:25:45Z

+ Panoramatické články Multimediaexpo.cz

Nová stránka

{| width=200 | style="margin-left: 1em; float: right; border: 1px solid #CCC;"
|+ '''Io'''
|-
| colspan="2" bgcolor="#000000" align="center" | [[Soubor:Io highest resolution true color.jpg|center|250px|Pravdivé barvy pořízené během cesty sondy Galileo]] Kliknutím na obrázek získáte další informace.
|-
! bgcolor="#a0ffa0" colspan="2" | Objev
|-
! align="left" | Objevitel
| Galileo Galilei [[Simon Marius|S. Marius]]
|-
! align="left" | Datum objevu
| [[7. leden|7. ledna]], 1610 (G. Galilei)
|-
! bgcolor="#a0ffa0" colspan="2" | Elementy dráhy ([[Ekvinokcium]] J2000,0)
|-
! align="left" | Střední vzdálenost
| 421 700 [[kilometr|km]] (0,002819 [[Astronomická jednotka|AU]])
|-
! align="left" | [[Excentricita]]
| 0,0041
|-
! align="left" | [[Pericentrum]]
| 420 000 [[kilometr|km]] (0,002807 AU)
|-
! align="left" | [[Apsida (astronomie)|Apocentrum]]
| 423 400 [[kilometr|km]] (0,002830 AU)
|-
! align="left" | [[Perioda (fyzika)|Perioda]] ([[Doba oběhu|oběžná doba]])
| 1,769137786 d (152 853,5047 s)
|-
! align="left" | Obvod oběžné dráhy
| 2 649 600 [[kilometr|km]] (0,018 AU)
|-
! align="left" | Orbitální rychlost
| max: 17,406 km/s průměrná: 17,334 km/s min: 17,263 km/s
|-
! align="left" | [[Sklon rotační osy]]
| 2,21° (k [[ekliptika|ekliptice]]) 0,05° (vzhledem k rovníku Jupiteru)
|-
! align="left" | Přírodní satelit planety
| [[Jupiter (planeta)|Jupiter]]
|-
! bgcolor="#a0ffa0" colspan="2" | Fyzikální vlastnosti
|-
! align="left" | [[Průměr (geometrie)|Průměr]] měsíce
| 3642,6 km (0,286 Země) (3660,0×3637,4×3630,6 km)
|-
! align="left" | Plocha měsíce
| 41 910 000 [[Kilometr čtvereční|km2]] (0,082 Země)
|-
! align="left" | [[Objem]]
| 2,53e+10 [[krychlový kilometr|km3]] (0,023 Země)
|-
! align="left" | [[Hmotnost]]
| 8,9319e+22 [[kilogram|kg]] (0,015 Země)
|-
! align="left" | Střední [[hustota]]
| 3,528 g/cm3
|-
! align="left" | Povrchová [[gravitace]]
| 1,79 [[zrychlení|m/s2]] (0,183 ''g'')
|-
! align="left" | [[Úniková rychlost]]
| 2,6 km/s
|-
! align="left" | Doba rotace
| [[synchorní rotace|synchronní]]
|-
! align="left" | [[Rovník]]ová rotační rychlost
| 271 km/h
|-
! align="left" | [[Sklon osy]]
| nula
|-
! align="left" | [[Albedo]]
| 0,63
|-
! align="left" | Povrchová [[teplota]]
|
{| cellspacing="0" cellpadding="2" border="0"
|-
! min !! průměrná !! max
|-
| 90 [[Kelvin|K]]
| 130 K
| 2000 K
|}
|-
! bgcolor="#a0ffa0" colspan="2" | [[atmosféra|Atmosférická]] charakteristika
|-
! align="left" | [[Atmosférický tlak]]
| nezjištěn
|-
| [[oxid siřičitý]]
| 90 %
|}
'''Io''' je jedním z [[Měsíc (satelit)|měsíců]] planety [[Jupiter (planeta)|Jupiter]], nejvnitřnější ze skupiny [[Galileovy měsíce|měsíců objevených Galileem]]. S průměrem 3642,6 km se jedná o čtvrtý největší měsíc ve [[sluneční soustava|sluneční soustavě]]. Pojmenován byl dle [[řecká mytologie|řecké mytologie]] po [[Íó]] - kněžce Héry, která se stala milenkou vládce bohů Dia (v římské [[mytologie|mytologii]] byl jeho ekvivalentem [[Jupiter (mytologie)|Jupiter]]).

Na povrchu měsíce se nachází více jak 400 aktivních [[sopka|sopek]] a Io je tak [[geologie|geologicky]] nejaktivnějším tělesem ve sluneční soustavě.<ref name="book">{{Citace monografie| titul=Encyclopedia of the Solar System| kapitola=Io: The Volcanic Moon| autor=Rosaly MC Lopes| vydavatel=Academic Press | rok=2006| korporace=Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson| strany=419–431 | isbn=978-0120885893}}</ref><ref name="Lopes2004">{{Citace periodika | titul=Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys | periodikum=Icarus | příjmení=Lopes | jméno=R. M. C. | spoluautoři=''et al.'' | strany=140–174 | ročník=169 | číslo= | rok=2004 | doi=10.1016/j.icarus.2003.11.013}}</ref> Extrémní vulkanická aktivita je výsledkem silných [[slapové jevy|slapových jevů]] způsobených vlivem Jupitera, [[Europa (měsíc)|Europy]] a [[Ganymed (měsíc)|Ganymedu]]. Slapové síly působí na celý měsíc, způsobují tření a to je příčinou zahřívání jeho jádra. [[Sopečná erupce|Erupce]] na povrchu vytvářejí oblaka [[síra|síry]] a [[Oxid siřičitý|oxidu siřičitého]], které dosahují výšky až 500 km. Povrch je pokryt více jak stovkou [[hora|hor]], které vznikly vyzdvihnutím částí kůry vlivem extrémní [[komprese]] silikátového [[planetární plášť|pláště]]. Některé z těchto hor sahají výše než nejvyšší [[Země|pozemská]] hora [[Mount Everest]].<ref name="Schenk2001">{{Citace periodika | příjmení=Schenk | jméno=P. | spoluautoři=''et al.'' | rok=2001 | titul=The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from ''Voyager'' and ''Galileo'' | periodikum=Journal of Geophysical Research | ročník=106 | číslo=E12 | strany=33201–33222 | doi=10.1029/2000JE001408 }}</ref> Na rozdíl od většiny měsíců ve vnější sluneční soustavě (které mají tlustou vrstvu [[led]]u), je Io složen převážně ze silikátových [[hornina|hornin]], které jsou okolo roztaveného železného či síro-železnatého [[planetární jádro|jádra]]. Většina povrchu měsíce je charakteristická rozsáhlými pláněmi potaženými sírou nebo [[mráz|zmrzlým]] oxidem siřičitým způsobující jeho zvláštní zbarvení.

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

Měsíc Io hrál významnou roli v rozvoji [[astronomie]] v 17. a 18. století. Objevil ho již v roce 1610 Galileo Galilei, spolu s dalšími velkými satelity Jupiteru. Objev těchto měsíců podpořil obecné přijetí Koperníkovo [[Heliocentrismus|heliocentrického]] modelu sluneční soustavy, vývoj Keplerových [[Keplerovy zákony|pohybových zákonů]] a první měření [[rychlost světla|rychlosti světla]].<ref name="IobookChap2">{{Citace monografie | příjmení=Cruikshank | jméno=D. P. | spoluautoři= and Nelson, R. M. | korporace=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. | titul=Io after Galileo | rok=2007 | vydavatel=Springer-Praxis | isbn=3-540-34681-3 | strany=5–33 | kapitola=A history of the exploration of Io }}</ref> Až do konce 19. století zůstával Io jen 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 [[impaktní kráter|impaktními krátery]]. V 90. letech a na začátku roku [[2000]] kolem měsíce několikrát prolétla kosmická sonda [[Sonda Galileo|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 o něco větší než pozemský Měsíc, střední poloměr dosahuje 1821,3 km, což je o 5 procent více než má Měsíc. Hmotnost dosahuje 8,9319 × 1022 kg (o 21 procent více než má Měsíc). Io má lehce elipsovitý tvar s nejdelší osou směřující k Jupiteru. Mezi Galileovými měsíci je v uvedených parametrech před Europou, ale za [[Callisto (měsíc)|Callisto]] a Ganymedem.
[[Soubor:PIA01129 Interior of Io.jpg|thumb|left|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 ===
Složen primárně ze silikátů a železa je Io více podobný složením terestrickým planetám než ostatním měsícům vnější oblasti sluneční soustavy, které jsou většinou tvořeny směsicí vodního ledu a silikátů. Io má hustotu 3,5275 g/cm3, nejvyšší hustota ze všech měsíců ve sluneční soustavě (včetně pozemského měsíce) a značně vyšší než ostatní Galileovo měsíce.<ref name="Schubert2004">{{Citace monografie | příjmení=Schubert | jméno=J. ''et al.'' | korporace=F. Bagenal ''et al.'' | titul=Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere | rok=2004 | vydavatel=Cambridge University Press | strany=281–306 | isbn=978-0521818087 | kapitola=Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites. }}</ref> Modely založené na měření sond Voyager a Galileo hmotnosti měsíce, velikosti a [[kvadrupolové gravitační koeficienty]] (číselné hodnoty spojené s tím, jak je hmotnost rozložena okolo tělesa) naznačují, že vnitřní stavba měsíce je diferenciovaná mezi silikátovou kůrou, pláštěm a železným či síroželezitým jádrem.<ref name=Anderson1996/> Kovové jádro měsíce tvoří přibližně 20 % celkové hmotnosti.<ref name="Anderson2001">{{Citace periodika | příjmení=Anderson | jméno=J. D. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Io's gravity field and interior structure | periodikum=J. Geophys. Res. | ročník=106 | číslo= | strany=32963–32969 | rok=2001 | url= | doi=10.1029/2000JE001367 }}</ref> V závislosti na obsahu síry v jádře, pokud by bylo čistě železné, bude velké 350 až 650 km. Pokud obsahuje významnější podíl síry, může mít velikost mezi 550 až 900 km. Sondě Galileo se jejím magnetometrem nepovedlo detekovat žádné magnetické pole měsíce, proto jádro patrně není tekuté.<ref name="Kivelson2001">{{Citace periodika | příjmení=Kivelson | jméno=M. G. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000 | periodikum=J. Geophys. Res. | ročník=106 | číslo=A11 | strany=26121–26135 | rok=2001 | url= | doi=10.1029/2000JA002510 }}</ref>
Modelace pláště naznačují, že plášť by mohl být tvořen minimálně 75 % z [[hořčík]]em bohatého [[minerál]]u [[forsterit]]u s minoritním zastoupením podobným [[chondrit|L chondritům]] a [[chondrit|LL chondritům]] ([[meteorit]]y s vyšším obsahem železa).<ref name="Sohl2002">{{Citace periodika | příjmení=Sohl | jméno=F. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites | periodikum=Icarus | ročník=157 | číslo= | strany=104–119 | rok=2002 | url= | doi=10.1006/icar.2002.6828 }}</ref><ref name="Kuskov2001">{{Citace periodika | příjmení=Kuskov | jméno=O. L. | spoluautoři=V. A. Kronrod | titul=Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites | periodikum=Icarus | ročník=151 | číslo= | strany=204–227 | rok=2001 | url= | doi=10.1006/icar.2001.6611 }}</ref> Pozorovaný [[Vedení tepla|tepelný tok]] napovídá, že 10 až 20 % pláště by mělo být roztavené, pro vysvětlení oblastí s vysokoteplotním vulkanismem.<ref name=IobookChap5>{{Citace monografie | příjmení=Moore | jméno=W. B. ''et al.'' | korporace=R. M. C. Lopes and J. R. Spencer | titul=Io after Galileo | rok=2007 | vydavatel=Springer-Praxis | strany=89–108 | isbn=3-540-34681-3 | kapitola=The Interior of Io. }}</ref> Litosféra Io se skládá z [[čedič|bazaltů]] a sírových uloženin vytvořených silnou a pravidelnou vulkanickou aktivitou. Odhaduje se, že by mohla být až 12 km silná, ale spíše by mohla sahat až do hloubky 40 km.<ref name=Anderson2001/><ref name=Jaeger2003>{{Citace periodika | příjmení=Jaeger | jméno=W. L. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Orogenic tectonism on Io | periodikum=J. Geophys. Res. | ročník=108 | číslo= | strany=12–1| rok=2003 | url= | doi=10.1029/2002JE001946}}</ref>

=== Slapové jevy ===
[[Soubor:Iorotateing1day.ogg|thumb|Snímek rotujícího povrchu Io; velký červený kruh je kolem sopky [[Pele (sopka)|Pele]]]]
Na rozdíl od Země a Měsíce získává Io hlavní část tepla spíše působením slapových jevů na jeho jádro nežli z [[radioaktivní rozpad|radioaktivního rozpadu]] [[izotop]]ů. Slapové jevy jsou výsledkem rezonancí s měsíci Europou a Ganymedem.<ref name=Peale1979a/> Množství takto vzniklého tepla je závislé na vzdálenosti od Jupiteru, na rotační ose, vnitřním složení a stavu materiálu tvořícího vnitřní část měsíce.<ref name=IobookChap5/>
Jeho laplaceovská rezonance s Europou a Ganymedem udržuje excentricitu obežné dráhy Io a zabraňuje slapovému tření uvnitř Io, aby změnila tuto oběžnou dráhu na kruhovou. Rezonantní oběžná dráha také udržuje vzdálenost Io od Jupiteru; jinak by slapy generované Jupiterem způsobily, že by se Io pomalu od své mateřské planety vzdalovalo.<ref name=Yoder1979>{{Citace periodika | příjmení=Yoder | jméno=C. F. | spoluautoři=''et al.'' | titul=How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks | periodikum=Nature | ročník=279 | číslo= | strany=767–770 | rok=1979 | url= | doi=10.1038/279767a0 }}</ref> Vertikální změna slapové výdutě Io mezi okamžiky, kdy se měsíc nachází v [[Apsida (astronomie)|apocentru]] a [[Apsida (astronomie)|pericentru]] své oběžné dráhy, může být až 100 metrů.<ref name="astro"/> [[Slapové tření]], které vzniká ve vnitřku Io, díky proměnné slapové síle, která by - nebýt rezonantní oběžné dráhy - vedla k přeměně oběžné dráhy Io na kruhovou, dává vzniknout významnému slapovému zahřívání v nitru Io, vedoucí k [[tavení]] významné části měsíčního pláště a jádra. Objem tepelné energie takto produkované je až 200 krát vyšší než energie pouze z radioaktivního rozpadu prvků.<ref name="book"/> Tato energie je uvolňována ve formě vulkanické aktivity, vedoucí k pozorovanému vysokému tepelnému toku (globální úhrn: 0,6 až 1,6×1014 [[Watt|W]]). Modely jeho oběžné dráhy ukazují, že objem slapového zahřívání nitra Io se mění s časem a v současnosti pozorovaný tepelný tok není reprezentativním dlouhodobým průměrem.<ref name=IobookChap5/>

=== Povrch ===
Na základě znalostí prastarého [[Povrch Měsíce|povrchu Měsíce]], [[Povrch Marsu|Marsu]] a [[Povrch Merkuru|Merkuru]] vědci předpokládali, že i povrch Io bude silně rozrušen množstvím impaktních kráterů a že budou jasně viditelné na prvních snímcích povrchu ze sondy Voyager 1. [[Počítání množství kráterů|Množství kráterů]] by pak bylo možné využít na určení stáří měsíce. Nicméně vědce překvapil povrch téměř bez kráterů a místo toho pokrytý hladkými planinami narušovanými horami různé velikosti a tvaru a lávové výlevy a proudy.<ref name=Smith1979/> Celý povrch je k tomu různě barevný v závislosti na materiálu obsahující síru, který se v určité oblasti nachází, což vedlo k přirovnání měsíce s pomerančem či pizzou.<ref name=Britt2000>{{Citace periodika| příjmení=Britt | jméno=Robert Roy | titul=Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color | vydavatel=[[Space.com]] | datum vydání=March 16, 2000| url=http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/galileo_io_volcanoes_000316.html | datum přístupu=2007-07-25 }}</ref> Nepřítomnost větších impaktních kráterů napovídá, že povrch měsíce je [[stratigrafie|geologicky]] velice mladý, podobně jako povrch Země, což je dáno neustálým ukládáním sopečného materiálu a pohřbíváním starších kráterů. Tyto závěry následně podpořily snímky sondy Voyager 1 ukazující 9 aktivních sopek.<ref name=Strom1979/>
Teplota na povrchu dosahuje v průměru −143 °C, ale rozsáhlé oblasti vlivem sopečné činnosti mají teplotu okolo 17 °C. Spekuluje se, že tyto oblasti by mohly být lávovými jezery, která jsou na povrchu částečně utuhnutá.<ref name="astro">[http://planety.astro.cz/jupiter/107/ Astro.cz: Měsíce planety Jupiter - Io]</ref>

 
<div style="height: 441px; width: 95%; overflow: auto; padding: 3px;text-align: left; border:solid 1px;" >
<center>[[Soubor:Io from Galileo and Voyager Orbiters.jpg|1330px|Mapa povrchu Io]]</center>
</div>
<center>'''Mapa povrchu měsíce Io (2007)'''</center> 

==== Složení povrchu ====
Různé barevné oblasti na povrchu Io jsou nejspíše zapříčiněny různým materiálem vyvrhovaným na povrch během sopečné činnosti. Jedná se o silikáty (např. [[pyroxen|ortopyroxen]]), síru a [[oxid siřičitý]].<ref name="IobookChap9">{{Citace monografie | příjmení=Carlson | jméno=R. W.; ''et al.'' | korporace=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. | titul=Io after Galileo | rok=2007 | vydavatel=Springer-Praxis | isbn=3-540-34681-3 | strany=194–229 | kapitola=Io's surface composition }}</ref> Celý povrch měsíce je pokryt zmrzlým oxidem siřičitým, který vytváří oblasti bílých až šedivých povlaků. Depozity síry na různých místech měsíce naproti tomu jeví barvy žluté až žluto-zelené. Uloženiny síry ve středních šířkách a polárních oblastech jsou vystaveny působení radiace, což mění stabilitu síry projevující se změnou počtu vazeb na 8 a změnou barvy na červeno-hnědou v polárních oblastech.<ref name=Barnard1894/>
Explozivní erupce sopek často vytvářejí mračna ve tvaru deštníku, kdy zpět na povrch dopadá materiál tvořený sírou a silikáty. Materiál z mračen dosedající na povrch je často načervenalý, což je způsobeno sírou v mračnu. Obecně mračna vznikají nad trhlinami, kde se na povrch vylévá [[láva]] a dochází k odplyňování o [[sopečné plyny]], které obsahují velké zastoupení S2 projevující se právě červenou barvou.<ref name="Spencer2000b">{{Citace periodika | titul=Discovery of Gaseous S2 in Io's Pele Plume | periodikum=Science | příjmení=Spencer | jméno=J. | spoluautoři=''et al.'' | strany=1208–1210 | ročník=288 | číslo= | rok=2000 | doi=10.1126/science.288.5469.1208}}</ref> Příkladem červených usazenin je okolí sopky Pele. Tyto červené usazeniny jsou nejspíše tvořeny sírou (generally 3- and 4-chain molecular sulfur), oxidem siřičitým a možná i Cl2SO2.<ref name="IobookChap9"/> Pokud se žhavá láva dostane do oblastí, kde již existují ložiska uložené síry a nebo oxidu siřičitého, dochází ke vzájemné interakci, která se projevuje vznikem bílých či šedých mračen.
Mapování chemického složení a vysoká hustota měsíce naznačují, že se na měsíci nachází jen minimálně vody či vůbec žádná, i přesto, že malé množství vodního ledu nebo [[hydratace|hydratovaných]] minerálů bylo již na povrchu zaznamenáno, a to převážně v oblasti severozápadních svahů [[Gish Bar Mons]].<ref name="Doute2004">{{Citace periodika | příjmení=Douté | jméno=S. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS | periodikum=Icarus | ročník=169 | číslo= | strany=175–196 | rok=2004 | url= | doi=10.1016/j.icarus.2004.02.001 }}</ref> Tato nepřítomnost většího množství [[voda|vody]] je pravděpodobně způsobena podmínkami, které panovaly v Jupiterovo soustavě v době vzniku, kdy byl nejspíše na počátku svého vzniku Jupiter dostatečně horký na to, aby se těkavé látky vypařily v oblasti oběžné dráhy měsíce, ale ne dostatečně horký, aby působil na další ledové měsíce v soustavě.

==== Vulkanismus ====
: ''Související informace můžete najít také v článku:'' [[Vulkanismus na Io]]
[[Soubor:Tvastarpic2.jpg|thumb|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 které byl vulkanismus objeven. Díky postupnému průletu obou sond, se mohl povrch měsíce pozorovat s odstupem času, což umožnilo pozorování 9 [[sopka|sopek]] během erupce a srovnáním snímků povrchu pak objevit další sopky na povrchu měsíce.
Teplo generované slapy vede k tomu, že je Io nejvíce vulkanicky aktivním tělesem ve sluneční soustavě s množstvím sopečných oblastí a rozsáhlými lávovými výlevy. Během silných erupcí mohou vzniknout proudy, které jsou až stovky kilometrů dlouhé 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 jsou zase pozvolna [[gravitace|přitahovány]] na povrch či mohou uniknout do volného prostoru. Některé pozorované úlomky dosahovaly [[rychlost]]i více jak 1 [[km/s]].<ref name ="calvin">[http://www.solarviews.com/eng/vgrfs.htm Jet Propulsion Laboratory – The Voyager Planetary Mission (anglicky)]</ref>

Povrch Io je pokryt depresemi známými jako ''paterae''.<ref name="Radebaugh2001">{{Citace periodika | titul=Paterae on Io: A new type of volcanic caldera? | periodikum=J. Geophys. Res. | příjmení=Radebaugh | jméno=D. | spoluautoři=''et al.'' | strany=33005–33020 | ročník=106 | číslo= | rok=2001 | doi=10.1029/2000JE001406}}</ref> Obecně se paterae vyznačuje rovným povrchem ohraničeným strmými svahy, což odpovídá v pozemské analogii [[kaldera|kalderám]], ale v současnosti není známo, jestli je jejich vznik spojen s vyprázdněním [[magmatický krb|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).<ref name="Radebaugh2001"/> Mechanismus vzniku, morfologie a rozmístění napovídají, že většina těchto útvarů má spojitost se strukturními deformacemi terénu, přibližně polovina z nich je obklopena zlomy či horami.<ref name="Radebaugh2001"/> Nacházejí se zhusta na straně sopečných erupcí, takže lávové proudy se často rozlijí na jejich rovném povrchu, jako se stalo roku 2001 v oblasti [[Gish Bar Patera]]. Další možností je, že jejich vyplněním lávou dojde ke vzniku [[lávové jezero|lávového jezera]].<ref name="Lopes2004"/><ref name="Perry2003">{{cite conference | title=Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001 |booktitle=[[Lunar and Planetary Science Conference|LPSC XXXIV]] | místo=[[Clear Lake, Texas]] | příjmení=Perry | jméno=J. E. | spoluautoři=''et al.'' | rok=2003 | id=Abstract #1720 | url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2003/pdf/1720.pdf| formát=PDF}}</ref>
Lávové proudy představují další výrazný morfologický činitel na povrchu měsíce. Magma vystupuje na povrch skrze praskliny či zlomy, odkud se začne rozlévat do okolí podobně jako v případě pozemské sopky [[Kilauea]] na Havaji. Snímky ze sondy Galileo ukázaly, že většina hlavních lávových výlevů (jako např. v okolí sopky [[Prometheus (sopka)|Prometheus]] a [[Amirani (sopka)|Amirani]]) vzniká překrýváním starších větších lávových výlevů menšimi mladšími výlevy.<ref name="Keszthelyi2001">{{Citace periodika | titul=Imaging of volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission | periodikum=J. Geophys. Res. | příjmení=Keszthelyi | jméno=L. | spoluautoři=''et al.'' | strany=33025–33052 | ročník=106 | číslo= | rok=2001 | doi=10.1029/2000JE001383}}</ref> Mezi průlety sond Voyager a Galileo v roce [[1996]] byl nedaleko sopky Prometheus pozorován lávový výlev, který se prodloužil ze 75 km na 95 km. Další pozorovaná erupce v roce [[1997]] pokryla čerstvou lávou přes 3500 km2 v okolí Pillan Patera.<ref name="Mcewen1998b"/>
Analýza snímků ze sond Voyager vedla vědce k názoru, že tyto výlevy jsou tvořeny různými druhy roztavené síry. Nicméně pozdější pozemní pozorování v oblasti infra-záření a měření sondy Galileo naznačily, že se jedná o lávové výlevy tvořené basalty s výrazným zastoupením [[mafity|mafických]] a [[Ultramafická hornina|ultramafických hornin]]. Tato hypotéza je založena na měření teploty tzv. „horkých skvrn“ či oblastí s emisí tepla, které mohou dosahovat rozmezí mezi 1200 K až 1600 K.<ref name="Keszthelyi2007">{{Citace periodika | titul=New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior | periodikum=Icarus | příjmení=Keszthelyi | jméno=L. | spoluautoři=''et al.'' | strany=491–502 | ročník=192 | číslo= | rok=2007 | doi=10.1016/j.icarus.2007.07.008}}</ref> První výsledky modelace naznačovaly teploty až okolo 2000 K,<ref name="Mcewen1998b"/> ale později byly upraveny na základě použití lepšího termálního modelu pro teplotu.<ref name="Keszthelyi2007"/>
Objevení mračen nad sopkami Pele a Loki byl první důkaz toho, že je měsíc geologicky aktivní.<ref name="Morabito1979"/> Vyvrhovaný materiál v mračnech může obsahovat sodík, draslík a chlor.<ref name="Roesler1999">{{Citace periodika | url= | titul=Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS | periodikum=Science | příjmení=Roesler | jméno=F. L. | spoluautoři=''et al.'' | strany=353–357 | ročník=283 | číslo=5400 | rok=1999 | doi=10.1126/science.283.5400.353 | formát=fee required}}</ref><ref name="Geissler1999">{{Citace periodika | url= | titul=Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io | periodikum=Science | příjmení=Geissler | jméno=P. E. | spoluautoři=''et al.'' | strany=448–461 | ročník=285 | číslo=5429 | rok=1999 | doi=10.1126/science.285.5429.870 | formát=fee required}}</ref> Mračna se vyskytují ve dvou typech.<ref name="McEwen1983">{{Citace periodika | titul=Two classes of volcanic plume on Io | periodikum=Icarus | příjmení=McEwen | jméno=A. S. | spoluautoři=Soderblom, L. A. | strany=197–226 | ročník=58 | číslo= | rok=1983 | doi=10.1016/0019-1035(83)90075-1}}</ref> Největší mračna jsou tvořeny plynou formou síry a oxidu siřičitého, který uniká z vyvrhovaného [[magma]]tu v procesu tzv. „odplynění magmatu“. Usazováním části z mračna vznikají červené (obsahující síru) nebo černé (obsahující silikáty) usazeniny na povrchu, které mohou dosahovat až 1000 km v průměru. Vyskytují se např. v okolí sopky Pele, Tvashtar a nebo [[Dazhbog Patera]]. Druhý typ mračen vzniká na kontaktu vyvřelé lávy se zmrzlým oxidem siřičitým, čímž dochází k zahřátí a [[vypařování]]. Takto vzniklá mračna jsou většinou světlá a dosahují výšky maximálně 100 km. Vyskytují se např. v okolí sopek Prometheus, Amirani a [[Masubi (sopka)|Masubi]].
[[Soubor:Tohil Mons.jpg|left|thumb|Snímek hory [[Tohil Mons]] vysoké 5,4 km ze sondy ''Galileo'']]

==== Hory a pohoří ====
: ''Související informace můžete najít také v článku:'' [[Seznam pohoří a hor na Io]]
Na povrchu Io se nachází 100 až 150 hor, které jsou v průměru 6 km vysoké a maximálně vystupují v jižní oblasti [[Boosaule Montes|Boösaule Montes]] 17,5 ± 1,5 km.<ref name="Schenk2001"/> Hory se často vyskytují jako ohromná izolovaná tělesa (v průměru jsou 157 km široké), které nespojuje očividná globální [[tektonika|tektonická]] událost jako je tomu na Zemi.<ref name=Schenk2001/> Na základě jejich tvaru se dá usuzovat, že jejich složení vyžaduje vyšší obsah silikátových hornin než sloučenin síry.<ref name="Clow1980">{{Citace periodika | titul=Stability of sulfur slopes on Io | periodikum=Icarus | příjmení=Clow | jméno=G. D. | spoluautoři=Carr, M. H. | strany=268–279 | ročník=44 | číslo= | rok=1980 | doi=10.1016/0019-1035(80)90022-6 }}</ref>
Přes rozsáhlé projevy vulkanismu, které dávají Io jeho charakteristický vzhled, jsou téměř všechny hory na povrchu tektonického původu a nikoliv sopečného. Předpokládá se, že většina hor vznikla v důsledku stlačování podloží litosféry, které často vyústí ve zdvih, náklon části kůry měsíce a následný [[střih (geologie)|střih]].<ref name="SchenkBulmer1998">{{Citace periodika | příjmení=Schenk | jméno=P. M. | spoluautoři=Bulmer, M. H. | titul=Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements | periodikum=Science | ročník=279 | číslo= | strany=1514–1517 | rok=1998 | url= | doi=10.1126/science.279.5356.1514 }}</ref>
Následně dochází k [[Subsidence|subsidenci]] hor, které jsou neustále pohřbívány dalším sopečným materiálem.<ref name="SchenkBulmer1998"/> Globální rozložení hor je v přímé opozici se sopečnými tělesy; oblasti, kde se nachází více hor, je méně sopek a naopak.<ref name="McKinnon2001">{{Citace periodika | příjmení=McKinnon | jméno=W. B. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting | periodikum=Geology | ročník=29 | číslo= | strany=103–106 | rok=2001 | url= | doi=10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2 }}</ref> Tato skutečnost naznačuje, že velké oblasti litosféry jsou ve fázi [[komprese (geologie)|komprese]] (hory) a [[extenze (geologie)|extenze]] (sopky).<ref name="Tackley2001">{{Citace periodika | příjmení=Tackley | jméno=P. J. | titul=Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows | periodikum=J. Geophys. Res. | ročník=106 | číslo= | strany=32971–32981 | rok=2001 | url= | doi=10.1029/2000JE001411 }}</ref> V jiných oblastech jsou ale obě hlavní části vzájemně překryté naznačující, že magma často na povrch putuje i různými [[zlom]]y, které se v kůře nacházejí.<ref name="Radebaugh2001"/>
Hory na povrchu Io mají různý [[morfologie|morfologický]] vzhled, nejčastější vrcholek tvoří [[plató]].<ref name="Schenk2001"/> Tyto útvary reprezentují rozsáhlá tělesa s rovným vrchem tzv. [[mesa|mesy]] s drsným povrchem. Ostatní hory se zdají být ukloněné bloky kůry s málo příkrými svahy, které vznikly vytlačením z původně rovného povrchu. Oba dva hlavní typy mají z jedné či z více stran ostré [[svah]]y. Jen malé množství hor na povrchu má vulkanický původ, jedná se nejspíše o nízké [[štítová sopka|štítové sopky]] se sklony mezi 6 až 7° a malou depresí na vrcholku, která by mohla být centrální [[kaldera]].<ref name="Schenk2004">{{Citace periodika | příjmení=Schenk | jméno=P. M. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io | periodikum=Icarus | ročník=169 | číslo= | strany=98–110 | rok=2004 | url= | doi=10.1016/j.icarus.2004.01.015 }}</ref> Vulkanické hory jsou většinou menší než ostatní hory, dosahují výšky pouze 1 až 2 km a od 40 do 60 km do šířky. Některé další štítové sopky s ještě méně ukloněnými svahy je možné pozorovat na snímcích jako např. v oblasti [[Ra Patera]], ale jejich změření není zatím možné.<ref name="Schenk2004"/>

Zdá se, že všechny pozorované hory jeví známky silné [[eroze]]. Na jejich úbočích je možné pozorovat [[sesuv]]y materiálu, který se hromadí u úpatí hory, což vede k závěru, že se jedná o dominantní erozivní činitel.<ref name="Moore2001">{{Citace periodika | příjmení=Moore | jméno=J. M. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view | periodikum=J. Geophys. Res. | ročník=106 | číslo= | strany=33223–33240 | rok=2001 | url= | doi=10.1029/2000JE001375 }}</ref>
[[Soubor:Io Aurorae color.jpg|thumb|250px|right|Polární záře ve svrchních vrstvách atmosféry. Rozdílné barvy jsou způsobeny různými částicemi v atmosféře (zelené atomy sodíku, červené atomy kyslíku a modré molekulami plynu jako např. oxidem siřičitým). Snímek pořízen během zatmění Io]]

=== Atmosféra ===
Io má extrémně slabou atmosféru, která se skládá hlavně z [[oxid siřičitý|oxidu siřičitého]] s [[atmosférický tlak|atmosférickým tlakem]] okolo jedné miliardtiny [[atmosféra (jednotka)|atmosféry]].<ref name=Pearl1979/> V případě vyslání sondy na povrch měsíce, nebude možno pro brždění sondy využít [[padák]] a sonda nebude potřebovat ani [[tepelný štít]], ale bude potřeba použít [[raketový motor|raketové trysky]] pro měkké [[přistání]]. Současně takto slabá atmosféra není schopná zabraňovat pronikání radiačního záření, které silně působí i na povrch měsíce.
Radiace současně ničí neustále částice v atmosféře, které musí být soustavně doplňovány.<ref name="IobookChap10">{{Citace monografie | příjmení=Lellouch | jméno=E.; ''et al.'' | korporace=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. | titul=Io after Galileo | rok=2007 | vydavatel=Springer-Praxis | isbn=3-540-34681-3 | strany=231–264 | kapitola=Io's atmosphere }}</ref> Hlavním zdrojem nových částic je sopečná činnost, která dodává oxid siřičitý, ale vyjma tohoto zdroje se velké množství plynu dostává do atmosféry taktéž [[sublimace|sublimací]] zmrzlého oxidu siřičitého z povrchu. Nejtlustší atmosféra je pak při povrchu, kde je nejtepleji a kde dochází k největší sublimaci a úniku [[sopečné plyny|sopečných plynů]] z aktivních sopek.<ref name="Feldman2000">{{Citace periodika | příjmení=Feldman | jméno=P. D. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Lyman-α imaging of the SO2 distribution on Io | periodikum=Geophys. Res. Lett. | ročník=27 | číslo= | strany=1787–1790 | datum=2000 | url= | doi=10.1029/1999GL011067 }}</ref> Tloušťka atmosféry je nehomogenní a je závislá na blízkosti zdrojů a na oslunění (odvrácená strana od Jupiteru je více pokrytá ledovým oxidem siřičitým než strana přivrácená).<ref name="IobookChap10"/>
Snímky Io ve vysokém rozlišení získány v době, kdy došlo k zatmění měsíce, ukázaly zářící [[polární záře|polární záři]]. Podobně jako na Zemi je to způsobeno interakcemi záření s atmosférou. Obvykle se vyskytuje nad magnetickými póly planet, ale v případě Io se vyskytuje v oblasti rovníku, jelikož Io nemá vlastní magnetické pole a tak se [[elektron]]y pohybují v magnetickém poli Jupiteru, než se střetnou s atmosférou měsíce.
Více elektronů koliduje s atmosférou za vzniku jasnější záře v oblasti, kde jsou siločáry kolmé k satelitu (tj. poblíž rovníku), jelikož sloupec plynů, kterým procházejí, je zde delší. Záře související s těmito body na tangentách na Io jsou zaznamenávány s měnící se orientací Jupiterova nakloněného magnetického dipólu.<ref name="Retherford2000">{{Citace periodika | příjmení=Retherford | jméno=K. D. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions | periodikum=J. Geophys. Res. | ročník=105 | číslo=A12 | strany=27,157–27,165 | rok=2000 | url= | doi=10.1029/2000JA002500 }}</ref>

== Interakce s magnetosférou Jupiteru ==
[[Soubor:Jupiter magnetosphere schematic.jpg|thumb|250px|left|Schematický nákres magnetosféry Jupiteru a složek ovlivňujících měsícem Io (poblíž středu obrázku): plazmatický torus (červeně), neutrální oblak (žlutě), indukční trubice (zeleně) a magnetické indukční čáry (modře)<ref name="SpencerGraphic">{{Citace elektronické monografie | url=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/digipics.html | titul=John Spencer's Astronomical Visualizations | datum přístupu=2007-05-25 | příjmení=Spencer | jméno=J. | spoluautoři= | datum= | rok= | měsíc= | formát= | edice= | vydavatel= | strany= | jazyk= |archiveurl= |archivedate= |quote= }}</ref>]]
: ''Související informace můžete najít také v článku:'' [[Magnetické pole Jupiteru]]
Io hraje významnou roli pro tvarování magnetosféry Jupiteru. Magnetosféra odvádí plyny a prach z tenké atmosféry Io rychlostí přibližně 1 tuny za sekundu.<ref name="IobookChap11">{{Citace monografie | příjmení=Schneider | jméno=N. M. | spoluautoři=Bagenal, F. | korporace=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. | titul=Io after Galileo | rok=2007 | vydavatel=Springer-Praxis | isbn=3-540-34681-3 | strany=265–286 | kapitola=Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions }}</ref> Tento materiál je převážně složen z ionizované a atomární síry, [[kyslík]]u a [[chlor]]u, atomárního sodíku a [[draslík]]u, molekul oxidu siřičitého a síry a taktéž [[Chlorid sodný|draselnosodíkové soli]].<ref name="IobookChap11"/><ref name="Postberg2006">{{Citace periodika | příjmení=Postberg | jméno=F. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Composition of jovian dust stream particles | periodikum=Icarus | ročník=183 | číslo= | strany=122–134 | rok=2006 | url= | doi=10.1016/j.icarus.2006.02.001 }}</ref> Tento materiál má přímý původ v sopečné činnosti měsíce, ale Jupiter ho nezískává z povrchu, ale z vyvržených částic do atmosféry měsíce. Získaný materiál v závislosti na svém náboji skončí v různých prachových mračnech a radiačních pásech jupiterovské magnetosféry a v některých případech může dokonce opustit gravitační oblast ovládanou Jupiterem.

Do vzdálenosti šesti průměru Io od jeho povrchu se kolem měsíce nachází oblak neutrálních atomů síry, kyslíku, sodíku a draslíku. Tyto částice pochází z vrchní atmosféry měsíce, ale jsou excitovány srážkami s ionty v plazmovém torusu a ostatními procesy a plní [[Hillova sféra|Hillovu sféru]] Ia, což je oblast, kde je měsíční gravitace dominantní nad Jupiterovou. Některé tyto částice nakonec uniknou z gravitační studny měsíce a jsou staženy na oběžnou dráhu okolo Jupiteru. Během dvaceti hodin tyto uniklé částice se rozloží mimo Io do neutrálního mračna ve tvaru [[banán]]u, který se může táhnout až do vzdálenosti šesti průměrů měsíce.<ref name="IobookChap11"/> Srážky, které excitují tyto částice také občas poskytnou sodíkovým iontům v plazmovém torusu [[elektron]], takže tyto nové „rychlé“ neutrální částice jsou rychle odstraněny z torusu. Nicméně tyto částice si stále udržují svou rychlost (70 km/s v porovnání se oběžnou rychlostí u Io 17 km/h), což tyto částice vystřeluje ve výtryscích pryč z Io.<ref name="Burger1999">{{Citace periodika | příjmení=Burger | jméno=M. H. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Galileo's close-up view of Io sodium jet | periodikum=Geophys. Res. Let. | ročník=26 | číslo=22 | strany=3333–3336 | rok=1999 | url= | doi=10.1029/1999GL003654 }}</ref>

Io obíhá uvnitř pásu intenzivního záření elektronů a iontů chycených magnetickým polem Jupitera<ref name="astro"/> známého jako [[plazmový torus]] měsíce Io. Plazma v tomto prstenci ve tvaru pneumatiky obsahující síru, kyslík, sodík a chlor vzniká při ionizaci neutrálních atomů v oblaku obklopujícím Io a je odnášena Jupiterovou magnetosférou.<ref name="IobookChap11"/> Na rozdíl od částic v neutrálním oblaku tyto částice rotují spolu s Jupiterovou magnetosférou. Kolem Jupitera obíhají rychlostí 74 km/s. Podobně jako zbytek Jupiterova magnetického pole je plazmový torus k rovině Jupiterova rovníku a oběžné roviny Io skloněný. To znamená, že Io je někdy pod a jindy nad jádrem plazmového toru. Jak bylo zmíněno výše, vysoké rychlosti a energie iontů jsou z části zodpovědné za odnášení neutrálních atomů a molekul z atmosféry měsíce Io a rozsáhlejšího neutrálního oblaku.
Torus se skládá ze tří částí: vnějšího, „teplého toru“, který leží vně oběžné dráhy Io; dále svisle protažená oblast známá jako „ribbon“ složené z neutrální oblasti a chladnější plazmy, která se nachází ve vzdálenosti od Jupitera odpovídající velikosti měsíce Io. Poslední je vnitřní „chladný torus“ složený z částic, které ve [[spirála|spirálách]] pomalu padají k Jupiteru.<ref name="IobookChap11"/> Po asi 40 dnech strávených v toru částice z teplého toru unikají, což způsobuje netypicky velkou magnetosféru Jupiteru.<ref name="Krimigis2002">{{Citace periodika | příjmení=Krimigis | jméno=S. M. | spoluautoři=''et al.'' | titul=A nebula of gases from Io surrounding Jupiter | periodikum=[[Nature]] | ročník=415 | číslo= | strany=994–996 | rok=2002 | url= | doi=10.1038/415994a }}</ref> Částice z Io detekované jako změny v magnetisférické plazmě daleko v [[magnetochvost]]ě byly zachyceny sondou New Horizons. Zatím nebyla prokázáno spojitost s vulkanickou aktivitou na povrchu měsíce a tak se za zdroj těchto částic považují neutrální sodíková mračna.<ref name=Mendillo2004>{{Citace periodika | příjmení=Medillo | jméno=M. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds | periodikum=Icarus | ročník=170 | číslo= | strany=430–442 | rok=2004 | url= | doi=10.1016/j.icarus.2004.03.009 }}</ref>

Během přiblížení sondy [[Ulysses (sonda)|''Ulysses'']] v roce [[1992]] zaznamenala sonda proudy částic o velikosti [[prach]]u vyvrhovaného mimo soustavu Jupiteru.<ref name=Grun1993>{{Citace periodika | příjmení=Grün | jméno=E. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft | periodikum=Nature | ročník=362 | číslo= | strany=428–430 | rok=1993 | url= | doi=10.1038/362428a0 }}</ref> Prach, který se v těchto proudech pohyboval rychlostí až několik stovek kilometrů za sekundu, měl průměrnou velikost zrvna 10 μm tvořeného převážně chloridem sodným.<ref name=Postberg2006/><ref name=Zook1996>{{Citace periodika | příjmení=Zook | jméno=H. A. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories | periodikum=Science | ročník=274 | číslo=5292 | strany=1501–1503 | rok=1996 | url= | doi=10.1126/science.274.5292.1501 }}</ref> Pozdější měření sondy Galileo dokázalo, že tyto prachové proudy pocházejí z Io. V současnosti ale není stále znám mechanismus jejich vzniku.<ref name=Grun1996>{{Citace periodika | příjmení=Grün | jméno=E. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter | periodikum=Science | ročník=274 | číslo= | strany=399–401 | rok=1996 | url= | doi=10.1126/science.274.5286.399 }}</ref>

Pohyb Io v magnetickém poli vytváří princip generátoru, který vytváří napětí o síle 400 000 V napříč svým průměrem a [[elektrický proud]] o hodnotě 3 miliónů [[ampér]] proudící do ionosféry planety podél magnetického pole Jupitera.<ref name="astro"/>

== Oběžná dráha ==
[[Soubor:Galilean moon Laplace resonance animation.gif|thumb|365px|Animace ukazuje Laplacovu rezonanci měsíce Io s Europou a Ganymedem]]
Io obíhá okolo Jupiteru ve vzdálenosti 421 700 km od středu planety a 350 000 km od horních vrstev mračen. Jedná se o nejvnitřnější z Galileových měsíců Jupiteru, jeho oběžná dráha leží mezi drahami měsíce [[Thebe (měsíc)|Thebe]] a [[Europa (měsíc)|Europe]]. Včetně malých (známých) měsíců je Io pátým měsícem v pořadí od Jupiteru. Jeho rotace kolem Jupiteru je v oběžné rezonanci v poměru 2:1 s Europou a 4:1 s Ganymedem, což znamená, že stihne vykonat dva oběhy kolem planety, než Europa jednou oběhne Jupiter a čtyřikrát než jeden oběh uskuteční Ganymed. Vzájemná rezonance pomáhá udržet sklon oběžné osy, který je 0,0041, a současně pomáhá generovat vnitřní teplo potřebné pro sopečnou činnost měsíce.<ref name="Peale1979a"/> Bez vzájemné interakce by se jednalo o méně aktivní svět. Během oběhu je postupně přitahován k Europě a Ganymédu, čímž se vychyluje ze své původní dráhy, když se od těchto měsíců vzdálí, je opět přitažen Jupiterem na správnou dráhu. Tento pohyb mimo dráhu vyvolává tření a vydouvání povrchu, které dosahuje až sta metrů.<ref name="astro"/>

Tato synchronicita poskytuje taktéž definici zeměpisné délky na Io. Hlavní poledník protíná rovník v bodě nejbližším k Jupiteru.<ref name="Lopes2005">{{Citace periodika | titul=Io after ''Galileo'' | periodikum=[[Reports on Progress in Physics]] | příjmení=Lopes | jméno=R. M. C. | spoluautoři=D. A. Williams | strany=303–340 | ročník=68 | číslo= | rok=2005 | doi=10.1088/0034-4885/68/2/R02}}</ref>

=== Rotace ===
Včetně vnitřních satelitů, je Io pátý měsíc od Jupitera. Jeho oběh trvá 42,5 hodin, což je dostatečná rychlost pro pozorování jeho pohybu během jedné [[noc]]i. Podobně jako ostatní Galileovy měsíce či pozemský [[Měsíc]] obíhá i Io vzhledem k planetě stále stejnou stranou a tedy Io má [[vázaná rotace|vázanou rotaci]], čehož se využívá pro definici pozičních koordinátů.
== Historie objevu a pozorování ==
[[Soubor:Tvashtarvideo.gif|thumb|left|Erupce [[Sopka|sopky]] [[Tvashtar]] jak ji zachytila sonda [[New Horizons]]. Materiál byl vyvržen až do výšky 290 km nad povrch měsíce.]]
Měsíc byl objeven [[7. ledna]] 1610 Galileo Galileem během pohybu [[hvězda|hvězdy]] 5.0 [[Hvězdná velikost|magnitudy]] společně s dalšími třemi tělesy, o kterých se původně domníval, že se jedná o hvězdy. Když se ale začaly pohybovat jinak, než původně předpokládal, svůj názor přehodnotil.<ref name="astro"/> Tento objev publikoval v březnu 1610 v díle [[Sidereus Nuncius]].<ref name="IobookChap2"/> Simon Marius publikoval obdobné výsledky svého pozorování roku 1614 v ''Mundus Jovialis'', kde uváděl, že objevil měsíc jeden týden před Galileem a to již na konci roku 1609. O Mauriově objevu Galileo pochyboval a jeho práci označil za [[plagiát]]orství. Vzhledem k tomu, že dílo Galilea bylo publikováno dříve, je objevení připisováno jemu.

Po následující dvě a půl století zůstával Io pro astronomy jen bodem o velikosti 5té magnitudy. V 17. století [[Vodní doprava|námořníci]] používali měsíce objevené Galileem pro určování přesné [[zeměpisná délka|zeměpisné délky]].<ref>[http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Longitude1.html University of St. Andrews – Longitude and the Académie Royale]</ref> Dále objev těchto měsíců podpořil obecné přijetí [[Mikuláš Koperník|Koperníkova]] [[Heliocentrismus|heliocentrického]] modelu sluneční soustavy, pomohl vývoji [[Johannes Kepler|Keplerových]] [[Keplerovy zákony|pohybových zákonů]] a umožnil první měření [[rychlost světla|rychlosti světla]], když bylo možné spočíst dobu potřebnou světlu k uražení vzdálenosti mezi Zemí a Jupiterem.<ref name="IobookChap2"/> K vysvětlení rezonančních oběžných drah Io, [[Europa (měsíc)|Europy]] a [[Ganymed (měsíc)|Ganymedu]] vytvořil [[Pierre Simon de Laplace|Laplace]] matematickou teorii založenou na údajích [[Giovanni Domenico Cassini|Cassiniho]] a dalších.<ref name="IobookChap2"/> Později se ukázalo, že tato rezonance má významný vliv na geologii zmíněných těles.

Rozvoj optické astronomie na konci 19. a začátku 20. století umožnil astronomům zlepšit pozorování a rozlišovat celopovrchové útvary na povrchu měsíce. V roce 90. letech 19. století Edward E. Bernard jako první pozoroval a popsal rozdíly v jasu [[polární oblasti|polárních]] a [[rovník]]ových oblastí Io. Následně správně určil, že tyto rozdíly jsou způsobeny různým [[albedo|albedem]] a rozdílnými barvami obou regionů. Současník [[William Henry Pickering]] navrhoval jiné vysvětlení, a to, že Io má vajíčkový tvar, či že se jedná o dvě tělesa.<ref name="Barnard1894">
{{Citace periodika | příjmení=Barnard | jméno=E. E. | autorlink=Edward Emerson Barnard | rok=1894 | titul=On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter | periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | ročník=54 | číslo=3 | strany=134–136 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1894MNRAS..54..134B }}
</ref><ref name="Dobbins">{{Citace periodika | příjmení=Dobbins | jméno=T. | autorlink= | spoluautoři=and Sheehan, W. | rok=2004 | titul=The Story of Jupiter's Egg Moons | periodikum=Sky & Telescope | ročník=107 | číslo=1 | strany=114–120 }}
</ref><ref name="Barnard1891">{{Citace periodika | příjmení=Barnard | jméno=E. E. | autorlink=Edward Emerson Barnard | rok=1891 | titul=Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory | periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | ročník=51 | číslo=9 | strany=543–556 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1891MNRAS..51..543B }}
</ref> Pozdější pozorování potvrdila, že polární oblasti mají hnědou a rovníkové žluto-bílou barvu.<ref name="Minton1973">{{Citace periodika | příjmení=Minton | jméno=R. B. | rok=1973 | titul=The Red Polar Caps of Io | periodikum=Communications of the Lunar and Planetary Laboratory | ročník=10 | strany=35–39 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1973CoLPL..10...35M }}
</ref>

Ve druhé polovině 20. století se začaly objevovat poznatky ukazující na neobvyklý charakter měsíce. Spektroskopické pozorování ukazovalo, že povrch Io postrádá přítomnost vodního ledu, který je obvyklý u ostatních podobných těles v okolí a na kterých byl pozorován.<ref name="Lee1972">
{{Citace periodika | příjmení=Lee | jméno=T. | rok=1972 | titul=Spectral Albedos of the Galilean Satellites | periodikum=Communications of the Lunar and Planetary Laboratory | ročník=9 | číslo=3 | strany=179–180 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1972CoLPL...9..179L }}</ref> Stejné pozorování ukázalo, že povrch je tvořen převážně solemi [[sodík]]u a síry.<ref name="Fanale1974">{{Citace periodika | titul=Io: A Surface Evaporite Deposit? | periodikum=[[Science]] | příjmení=Fanale | jméno=F. P. | spoluautoři=''et al.'' | strany=922–925 | ročník=186 | číslo=4167 | rok=1974 | doi=10.1126/science.186.4167.922 | pmid=17730914}}</ref> Radioteleskopická pozorování Io odhalil vliv na magnetosféru Jupiteru, který se projevuje emisemi decimetrových vln s periodou odpovídající oběžné době Io.<ref name="Bigg1964">
{{Citace periodika | příjmení=Bigg | jméno=E. K. | rok=1964 | titul=Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission | periodikum=Nature | ročník=203 | strany=1008–1010 | url= | doi=10.1038/2031008a0 }}
</ref>

=== Sondy ===
==== Pioneer 10 a 11 ====
: ''Související informace můžete najít také v článcích:'' [[Pioneer 10]] a [[Pioneer 11]].
První sondy, které proletěly okolo měsíce byla dvojice sond [[Pioneer 10]] (3. prosince [[1973]]) a [[Pioneer 11]] (2. prosince [[1974]]).<ref name="PioneerChap5">{{Citace elektronické monografie | url=http://history.nasa.gov/SP-349/ch5.htm | titul=First into the Outer Solar System | datum přístupu=2007-06-05 | příjmení=Fimmel | jméno=R. O. | spoluautoři=''et al.'' | rok=1977 | měsíc= | formát= | edice=Pioneer Odyssey | vydavatel=NASA | strany= | jazyk= |archiveurl= |archivedate= |quote= }}</ref> Radiové pozorování pomohlo určit [[hmotnost]] Io, což s porovnáním s velikostí měsíce vedlo k poznatku, že Io má největší hustotu ze 4 Galileových měsíců a tedy jeho složení bude nejspíše ze silikátových hornin namísto vodního ledu.<ref name="Anderson1974">{{Citace periodika | příjmení=Anderson | jméno=J. D. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10 | periodikum=Science | ročník=183 | číslo= | strany=322–323 | rok=1974 | url= | doi =10.1126/science.183.4122.322 }}</ref> Sondy Pioneer taktéž odhalily přítomnost tenké atmosféry okolo Io a intenzivní [[Van Allenovy pásy|radiační pásy]] v blízkosti oběžné dráhy měsíce. Kamera na palubě sondy Pioneer 11 pořídila fotografie, ale na Zemi byly odvysílány kvalitní fotografie pouze severní oblasti.<ref name="Pioneer11image">{{Citace elektronické monografie | url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/io/pioio.html | titul=Pioneer 11 Images of Io | edice=Galileo Home Page | datum přístupu=2007-04-21 }}</ref> Detailnější snímky byly plánovány pořídit sondou Pioneer 10, ale snímky byly ztraceny vlivem vysoké [[radiace]] v okolí měsíce.<ref name="PioneerChap5"/>

==== Voyager 1 a 2 ====
[[Soubor:Ra Patera Voyager.jpg|thumb|right|Mosaika snímků pořízených sondou ''[[Voyager 1]]'' oblasti lávového proudu [[Ra Patera]]]]
: ''Související informace můžete najít také v článcích:'' [[Voyager 1]] a [[Voyager 2]].
Když dvojice sond [[Voyager 1]] a [[Voyager 2]] proletěla v roce 1979 kolem Io, umožnila jejich vyspělejší zobrazovací technika na palubě sond pořídit mnohem podrobnější obraz povrchu. Voyager 1 přeletěl okolo Io 5. března 1979 ve vzdálenosti 20 600 km.<ref name="VoyagerDesc">{{Citace elektronické monografie | url=http://pds-rings.seti.org/voyager/mission/ | titul=Voyager Mission Description | datum přístupu=2007-04-21 | příjmení= | jméno= | spoluautoři= | datum= 1997-02-19 | rok= | měsíc= | formát= | edice=NASA PDS Rings Node | vydavatel= | strany= | jazyk= |archiveurl= |archivedate= |quote= }}</ref> Snímky, které zaslal zpět na Zemi, ukázaly zvláštní krajinu mnoha barev bez přítomnosti větších [[impaktní kráter|impaktních kráterů]] svědčící o relativně mladém povrchu.<ref name="Smith1979">{{Citace periodika | titul=The Jupiter system through the eyes of Voyager 1 | periodikum=Science | příjmení=Smith | jméno=B. A. | spoluautoři=''et al.'' | strany=951–972 | ročník=204 | číslo= | rok=1979 | doi=10.1126/science.204.4396.951}}</ref> Detailní snímky ukazovaly mladé útvary zvláštních tvarů, hluboké deprese, hory vyšší než Mount Everest a tělesa připomínající lávové proudy známé ze Země.
Krátce po průletu si navigační inženýr [[Linda A. Morabito]] všiml tmavého oblaku vycházejícího z povrchu na jednom ze snímků.<ref name="Morabito1979">{{Citace periodika | příjmení=Morabito | jméno=L. A. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Discovery of currently active extraterrestrial volcanism | periodikum=Science | ročník=204 | číslo= | strany=972 | rok=1979 | url= | doi=10.1126/science.204.4396.972 }}</ref> Analýza dalších snímků ukázala devět takových mračen rozptýlených po celé ploše měsíce, které prokázaly, že Io je vulkanicky aktivním tělesem.<ref name="Strom1979">{{Citace periodika | titul=Volcanic eruption plumes on Io | periodikum=[[Nature]] | příjmení=Strom | jméno=R. G. | spoluautoři=''et al.'' | strany=733–736 | ročník=280 | číslo= | rok=1979 | doi=10.1038/280733a0}}</ref> Tento závěr potvrdil dřívější studii napsanou Stanem J. Pealem, Patrickem Cassenem a R. T. Reynoldsem a publikovanou před cestou sondy Voyager 1. Autoři studie předpověděli a spočetli, že vnitřní jádro Io musí získávat ohromné množství [[teplo|tepla]] vlivem slapového působení Jupiteru a oběžné rezonance s Europou a Ganymedem.<ref name="Peale1979a">{{Citace periodika | titul=Melting of Io by Tidal Dissipation | periodikum=Science | příjmení=Peale | jméno=S. J. | spoluautoři=''et al.'' | strany=892–894 | ročník=203 | číslo= | rok=1979 | doi=10.1126/science.203.4383.892}}</ref> Data z průletu taktéž pomohly určit dominantní zastoupení síry a zmrzlého oxidu siřičitého na povrchu planety a podobné složení tenké atmosféry měsíce. Za měsícem byl současně pozorován i [[torus]].<ref name="Soderblom1980">{{Citace periodika | příjmení=Soderblom | jméno=L. A. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results | periodikum=Geophys. Res. Lett. | ročník=7 | číslo= | strany=963–966 | rok=1980 | url= | doi=10.1029/GL007i011p00963 }}</ref><ref name="Pearl1979">{{Citace periodika | příjmení=Pearl | jméno=J. C. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Identification of gaseous SO2 and new upper limits for other gases on Io | periodikum=Nature | ročník=288 | číslo= | strany=757–758 | datum=1979 | url= | doi=10.1038/280755a0 }}</ref><ref name="Broadfoot1979">{{Citace periodika | příjmení=Broadfoot | jméno=A. L. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Extreme ultraviolet observations from ''Voyager 1'' encounter with Jupiter | periodikum=Science | ročník=204 | číslo= | strany=979–982 | rok=1979 | url= | doi=10.1126/science.204.4396.979 }}</ref>
Voyager 2 proletěl okolo Io 9. července ve vzdálenosti 1 130 000 km. Nejednalo se o tak těsný průlet jako v případě sesterské sondy, ale srovnávací analýza pořízených snímků ukázala několik změn na povrchu, ke kterým došlo v průběhu pouhých pěti měsíců mezi průletem obou sond. Pozdější průlet taktéž ukázal, že osm z devíti pozorovaných sopečných mračen bylo stále na původním místě a tedy, že sopky zde byly stále aktivní. Pouze sopka [[Pele (sopka)|Pele]] ustala sopečnou činnost mezi průletem sond.<ref name="Strom1982">{{Citace monografie | příjmení=Strom | jméno=R. G. | spoluautoři=Schneider, N. M. | korporace=Morrison, D. | titul=Satellites of Jupiter | rok=1982 | vydavatel=University of Arizona Press | isbn=0-8165-0762-7 | strany=598–633 | kapitola=Volcanic eruptions on Io }}</ref>
[[Soubor:Artwork Galileo-Io-Jupiter.JPG|thumb|left|Umělecká představa průletu sondy Galileo okolo měsíce Io s Jupiterem v pozadí]]

==== Sonda Galileo ====
: ''Související informace můžete najít také v článku:'' [[Sonda Galileo]]
Sonda Galileo doletěla k Jupiteru v roce 1995 po šestileté cestě od Země ve snaze pokračovat v průzkumu jupiterské soustavy tam, kde skončily sondy Voyager 1 a 2. Jelikož je měsíc Io umístěn do oblasti jednoho z nejsilnějších radiačních pásů Jupiteru, nemohla sonda provádět pravidelné nízké přelety nad tímto měsícem. I tak ale uskutečnila sonda Galileo jeden těsný průlet před navedením na dvouletou primární dráhu. Přestože během přeletu ze 7. prosince [[1995]] nebyly pořízeny žádné snímky, i tak se podařilo potvrdit existenci velkého železného [[planetární jádro|jádra]] měsíce podobného tomu, jaké mají [[terestrická planeta|terestrické planety]] vnitřní části sluneční soustavy.<ref name="Anderson1996">{{Citace periodika | příjmení=Anderson | jméno=J. D. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io | periodikum=Science | ročník=272 | číslo= | strany=709–712 | rok=1996 | url= | doi=10.1126/science.272.5262.709 }}</ref>
I když sonda neprováděla přímé přelety nad měsícem a přes technické potíže neumožňující odeslat všechny údaje, podařilo se získat množství dat, které rozšířily poznatky o Io a umožnily učinit významné objevy. Sonda pozorovala [[sopečná erupce|erupce]] sopky [[Pillan Patera]] a potvrdila, že vyvrhovaný materiál je složen převážně z [[křemičitany|křemičitého]] [[magma]]tu [[mafity|mafického]] a [[ultramafity|ultramafického]] složení s obsahem síry a oxidu siřičitého hrajícího stejnou roli jako [[voda]] a oxid uhličitý na Zemi.<ref name="Mcewen1998b">{{Citace periodika | titul=High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io | periodikum=Science | příjmení=McEwen | jméno=A. S. | spoluautoři=''et al.'' | strany=87–90 | ročník=281 | číslo= | rok=1998 | doi=10.1126/science.281.5373.87}}</ref> Vzdálené snímkování Io téměř během každého přeletu ukázalo velké množství aktivních sopek na povrchu, značné množství hor s různou morfologií a několik významných změn oblastí mezi přelety sond řady Voyager či i mezi jednotlivými přelety sondy Galileo.<ref name="IobookChap3">{{Citace monografie | příjmení=Perry | jméno=J.; ''et al.'' | korporace=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. | titul=Io after Galileo | rok=2007 | vydavatel=Springer-Praxis | isbn=3-540-34681-3 | strany=35–59 | kapitola=A Summary of the Galileo mission and its observations of Io }}</ref>
Mise sondy byla dvakrát prodloužena ([[1997]] a [[2000]]). Během těchto prodloužení prolétla sonda okolo Io třikrát, a to v druhé polovině [[1999]] a na začátku roku [[2000]], a pak ještě třikrát na konci roku [[2001]] a na začátku [[2002]]. Průlety pomohly zmapovat rozsah vulkanické aktivity, vyloučit existenci [[magnetické pole|magnetického pole]] měsíce a zmapovat sopky a pohoří.<ref name="IobookChap3"/> V prosinci 2000 prolétla okolo Jupiteru sonda [[Sonda Cassini|Cassini-Huygens]] na své cestě k [[Saturn (planeta)|Saturnu]] a vykonala společná pozorování měsíce, která odhalila nový chochol v atmosféře v oblasti [[Tvashtar Paterae]] a pozorovala [[polární záře|polární záři]] okolo Io.<ref name="Porco2003">{{Citace periodika | příjmení=Porco | jméno=C. C. | autorlink=Carolyn Porco | spoluautoři=''et al.'' | titul=Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings | periodikum=Science | ročník=299 | číslo= | strany=1541–1547 | rok=2003 | url= | doi=10.1126/science.1079462 }}</ref>

=== Následné pozorování ===
[[Soubor:Iosurface cs.jpg|thumb|300 px|Změny povrchových útvarů za osm let mezi pozorováními sondou Galileo a [[New Horizons]]]]
Po plánovaném navedení a zániku sondy Galileo v [[atmosféra Jupitera|atmosféře Jupiteru]] se v září [[2003]] uskutečnilo další pozorování měsíce za pomoci výkonných pozemských dalekohledů. Použití [[adaptivní optika|adaptivní optiky]] z teleskopu Keck na [[Havaj]]i a [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleova teleskopu]] umožnilo sledovat aktivní projevy vulkanismu.<ref name="Marchis2005">{{Citace periodika | příjmení=Marchis | jméno=F. | spoluautoři=''et al.'' | titul=Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm | periodikum=Icarus | ročník=176 | číslo= | strany=96–122 | rok=2005 | url= | doi=10.1016/j.icarus.2004.12.014 }}</ref><ref name="SpencerBlog02232007">{{Citace elektronické monografie | url=http://planetary.org/blog/article/00000874/ | titul=Here We Go! | datum přístupu=2007-06-03 | příjmení=Spencer | jméno=John | spoluautoři= | datum=2007-02-23 | rok= | měsíc= | formát= | edice= | vydavatel= | strany= | jazyk= |archiveurl= |archivedate= |quote= }}</ref> Tyto nová pozorování umožnila vědcům sledovat sopky na Io bez nutnosti vyslat do systému další sondu.

==== New Horizons ====
: ''Související informace můžete najít také v článku:'' [[New Horizons]]
28. února [[2007]] prolétla systémem Jupiteru sonda [[New Horizons]] na své cestě k [[Pluto (plutoid)|Plutu]] a [[Kuiperův pás|Kuiperově pásu]]. Během průletu bylo provedeno množství pozorování Io. Snímky ukázaly velká sopečná mračna v oblasti Tvashtar, první detailní pozorování obrovských erupcí srovnatelných s mračny okolo Pele v roce 1979.<ref name="Spencer2007">{{Citace periodika | titul=Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano | periodikum=Science | příjmení=Spencer | jméno=J. R. | spoluautoři=''et al.'' | strany=240–243 | ročník=318 | číslo= | rok=2007 | doi=10.1126/science.1147621}}</ref> Sonda současně pozorovala mračna okolo [[Girru Patera]] v počátečním stádiu erupcí a několik dalších, které se již objevily v době mise sondy Galileo.<ref name="Spencer2007"/>

=== Budoucí mise ===
K roku [[2009]] jsou naplánovány dvě mise do Jupiterova systému. V srpnu [[2011]] by měla odstartovat [[NASA|americká]] sonda [[Juno (sonda)|Juno]], která bude mít omezené visuální snímače, ale pro monitorování sopečné aktivity na Io by měla využívat infračervený [[spektrometr]] [[JIRAM]]. [[Evropská kosmická agentura]] se současně zapojila v únoru 2009 do společného projektu s [[NASA]], během kterého by v roce [[2020]] měla k Jupiteru odstartovat dvojice sond: americká [[Jupiter Europa Orbiter]] a evropská [[Jupiter Ganymede Orbiter]].<ref name="EJSMJSR">{{Citace elektronické monografie | url=http://opfm.jpl.nasa.gov/files/EJSM%20Summary%20Report%20Final%20for%20Print_090120_rk.pdf | formát=PDF| titul=Europa Jupiter System Mission Joint Summary Report | datum přístupu=2009-01-21 | příjmení=Joint Jupiter Science Definition Team | jméno= | spoluautoři=NASA/ESA Study Team | datum=January 16, 2009 | rok= | měsíc= | edice= | vydavatel=NASA/ESA | strany= | jazyk= |archiveurl= |archivedate= |quote= }}</ref> Ani jedna z těchto sond nebude mít jako primární cíl výzkum Io, všechny ho budou sledovat pouze z dálky. Americká sonda Jupiter Europa Orbiter by se ale měla přiblížit v roce 2025 a 2026 k měsíci během průletu k uvedení na oběžnou dráhu Europy. Vyjma těchto misí NASA již schválila taktéž specializovanou misi k Io tzv. ''Io Volcano Observer'', která by měla odstartovat v roce [[2015]]. V současnosti je tato mise pouze ve fázi studie.<ref name="McEwenIVO">{{cite conference | title=Io Volcano Observer (IVO) |booktitle=Io Workshop 2008 | místo=[[Berkeley, California]] | příjmení=McEwen | jméno=A. S. | spoluautoři=the IVO Team | rok=2008 | id= | url=http://pirlwww.lpl.arizona.edu/%7Eperry/IVO-Berkeley.pdf| formát=PDF}}</ref>

== Jméno ==
Měsíc byl pojmenován dle řecké mytologie po kněžce Íó, jedné z mnohých lásek boha Dia, který převzal v [[Římská mytologie|římské mytologii]] jméno Jupiter. I když nebylo [[Simon Marius|Simonovi Mariusovi]] přiznáno objevení měsíce před Galileem, jeho názvy pro měsíce se vžily a jsou používány. V jeho publikaci z roku 1614 ''Mundus Jovialis'' hovoří o měsíci jako o Io, milence Dia.<ref name="Marius">{{Citace periodika | příjmení=Marius | jméno=S. | autorlink=Simon Marius | rok=1614 | titul=Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici | url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html }} (in which he [http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html attributes the suggestion] to Johannes Kepler)</ref> Jeho názvy zapadly ale až do začátku [[20. století]], když se začaly opět používat. V literatuře staršího data vystupoval měsíc Io pouze pod jednoduchým názvem ''Jupit I'' (nebo první měsíc Jupiteru), který pocházel z římské abecedy.

=== Povrchové útvary ===
Útvary na povrchu měsíce jsou pojmenovány po osobách a místech spojených s mytologií Io, podobně jako po bozích ohně, sopek či [[Slunce]] a dalších mytických objektech jako např. z [[Inferno]] po knize Dante Alighieriho.<ref name="NameCategories">{{Citace elektronické monografie | příjmení=Blue | jméno=Jennifer | datum vydání=October 16, 2006 | url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append6.html | titul=Categories for Naming Features on Planets and Satellites | vydavatel=USGS | datum přístupu= 2007-06-14 }}</ref> Od detailnějšího průzkumu měsíce sondou Voyager 1 Mezinárodní astronomická unie pojmenovala přibližně 225 sopek, pohoří, rovin a výrazných albedových útvarů. Bylo schváleno používat označení např. ''patera'', ''mons'', ''mensa'', ''planum'', ''fluctus'' ([[lávový proud|lávové proudy]]) či ''tholus'' pro různé povrchové útvary v závislosti na jejich tvaru, sklonu, velikosti atd.<ref name="NameCategories"/>

=== Související články ===
* [[Měsíce Jupiteru]]
=== Literatura ===
* ČEMAN, Róbert. Vesmír 1 Sluneční soustava. 1. vyd. Bratislava : Mapa Slovakia Bratislava, 2002. ISBN 80-8067-072-2. s. 242 až 245.
* GREGERSEN, Erik. The Outer Solar System: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune, and the Dwarf Planets. Britannica Educational Pub. ISBN 9781615300143. Str. 110 až 111. Anglicky.

== Reference ==
<references/>
== Externí odkazy ==
* [http://planety.astro.cz/jupiter/107/ Popis měsíce Io]
* [http://www.solarviews.com/eng/io.htm Solarviews - Io (anglicky)]

{{Jupiterovy měsíce}}{{Nejlepší článek}}
{{commonscat|Io}}{{Článek z Wikipedie}}
[[Kategorie:Io]]
[[Kategorie:Měsíce Jupiteru]]
[[Kategorie:Panoramatické články Multimediaexpo.cz]]