Io (måne)

Io
Bilde av Io. Den mørke flekken like til venstre for midten er den aktive vulkanen Prometheus. Hvitaktige sletter på hver side av vulkanen er belagt med svoveldioksidfrost fra vulkanen. Gulere regioner har høyere andel av svovel. Foto: Galileo
Oppdagelse
Oppdaget av		Galileo Galilei
Oppdaget		8. januar 1610[1]
Baneparametre
Periapsis		420 000 km
Apoapsis		423 400 km
Gjennomsnittlig baneradius		421 700 km 0,00282 AE
Eksentrisitet		0,0041
Omløpstid		1,769137786 jorddøgn
Gjennomsnittsfart		17,334 km/s
Inklinasjon		2,21°[a]
Moderplanet		Jupiter
Fysiske egenskaper
Dimensjoner		3660.0 × 3637.4 × 3630.6  km[S 1]
Gjennomsnittlig radius		1 821,3 km[S 1]
Overflatens areal		41 910 km²
Volum		25 300 000 000 km³
Masse		89 319 000 000 000 000 000 000 kg
Middeltetthet		3,528 g/cm³
Gravitasjon ved ekvator		1,796 m/s² 0,184 g
Unnslipningshastighet		2,558 km/s
Rotasjonshastighet ved ekvator		271 km/t 75,28 m/s
Rotasjon		Bundet
Overflaterefleksjon		0,63 ± 0.02[2]
Overflatetemperatur min snitt max Overflate 90 K 110 K 130 K[S 2]
Atmosfæriske egenskaper
Sammensetning		90% svoveldioksid

Io eller Jupiter I, er den innerste av de fire galileiske månene og den femte av månene som kretser rundt planeten Jupiter. Den har en diameter på 3 462 km, og er den fjerde største månen i solsystemet. Månen er oppkalt etter nymfen Io i gresk mytologi, en prestinne for Hera i Argos som ble en av elskerinnene til Zevs.

Med over 400 aktive vulkaner er Io et av de mest geologisk aktive objektene i solsystemet.^{[S 3][S 4]} Aktiviteten skyldes tidevannsoppvarming fra friksjon som genereres på innsiden av Io når den dras mellom Jupiter og de andre galileiske månene – Europa, Ganymedes og Callisto. Flere av vulkanene produserer søyler av svovel og svoveldioksid som stiger inntil 500 km over overflaten. Aktive vulkaner står for mange av Ios unike formasjoner. Vulkanske søyler og lavastrømmer produserer store overflateendringer og fargelegger overflaten i nyanser av gult, rødt, hvitt, sort og grønt, hovedsakelig på grunn av allotroper og sammensetninger av svovel. Tallrike lavastrømmer, flere over 500 km i lengde, er tydelige på overflaten. Vulkanismen gir materialer til Ios tynne, flekkvise atmosfære og Jupiters utvidete magnetosfære. Det oppvirvlede materialet produserer også en torus av plasma rundt Jupiter.

Mer enn 100 fjell har blitt løftet av kompresjon i bunnen av månens silikatskorpe. Noen av toppene er høyere enn Mount Everest på jorden.^{[S 5]} Ulikt de fleste satellittene i det ytre solsystemet, som primært er sammensatt av vannholdig is, består Io hovedsakelig av silikate bergarter som omgir en smeltet kjerne av jern eller jernsulfid. Overflaten domineres av omfattende sletter belagt med frossen svovel eller svoveldioksid.

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

Romsondene Pioneer 10 og Pioneer 11 passerte Io i 1973 og 1974, og ga mer informasjon om månens masse, tetthet og kjemiske sammensetning. De avslørte en tynn atmosfære og et intenst strålingsbelte nær Ios bane. I 1979 avdekket de to Voyager-sondene en geologisk aktiv verden med vulkanske formasjoner, store fjell og en ung overflate uten noen opplagte nedslagskratre. Galileo-sonden utførte flere nære forbiflyvninger på 1990-tallet og tidlig på 2000-tallet og samlet data om Ios indre struktur og overflatens sammensetning. Romsondene avdekket også forbindelsen med Jupiters magnetosfære og et strålingsbelte sentrert på Ios bane. Io mottar ca. 3 600 rem (36 Sv) med stråling per dag.^[3]

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

Oppdageren Gallileo Gallilei (1564–1642) hevdet retten til å navngi de galileiske månene. Han vurderte benevnelsen «kosmiske stjerner», men landet på de «medicianske stjernene».^[4] Den franske astronomen Nicolas-Claude Fabri de Peiresc (1580–1637) foreslo personnavn fra Medici-familien, men forslaget ble ikke tatt opp.^[4]

Den tyske astronomen Simon Marius (1573–1624) hevdet også å ha funnet de galileiske månene.^[5] Selv om han ikke ble kreditert oppdagelsen, ble hans navn på månene tatt i bruk. I publikasjonen Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici fra 1614 foreslo han navnene «Jupiters Merkur» (Io), «Jupiters Venus» (Europa), «Jupiters Jupiter» (Ganymedes) og «Jupiters Saturn» (Callisto), eller den første, andre, tredje og fjerde av de «jovianske planetene».^{[S 6][b]}

Nomenklaturen slo ikke an. Basert på forslag fra den tyske astronomen Johannes Kepler (1571–1630) i oktober 1613, utarbeidet han et skjema hvor månene var oppkalt etter elskerinnene til Zevs fra gresk mytologi eller hans ekvivalent Jupiter fra romersk mytologi. Den innerste av de største månene ble oppkalt etter skikkelsen Io fra gresk mytologi, en prestinne som ble kurtisert av Zevs, og som også har gitt navn til de joniske øyer:^{[S 6][6]}

Jupiter er mye bebreidet av poetene på grunn av hans uregelmessige kjærlighetsaffærer. Tre jomfruer nevnes spesielt for å ha lyktes i å bli forlovet med Jupiter i all hemmelighet: Io, datteren av elven Inachus, Callisto av Lycaon [og] Europa av Agenor.^[7]

Navnene til Marius ble lenge tatt ut av bruk, men ble vanlige i midten av det 20. århundre.^{[S 7]} Tidligere astronomisk litteratur brukte ofte romertall (et system introdusert av Galileo): Io ble kalt Jupiter I eller «Jupiters første måne», Europa ble kalt Jupiter II eller «Jupiters andre måne», Ganymedes ble kalt Jupiter III eller «Jupiters tredje måne» og Callisto ble kalt Jupiter IV eller «Jupiters fjerde måne».^{[S 7]}

Formasjonene på Io er oppkalt etter figurer og steder fra Io-myten så vel som guddommer for ild, vulkaner, solen og torden fra forskjellige myter og figurer og steder fra Dantes inferno – navn som passer til den vulkanske naturen på overflaten.^[8] Etter at overflaten ble observert på nært hold av Voyager 1 i 1979, har Den internasjonale astronomiske union godkjent 225 navn på vulkaner, fjell, platåer og store albedoformasjoner. Kategoriene for vulkanske formasjoner omfatter patera (vulkansk nedsenkning), fluctus (lavastrøm), vallis (lavakanal) og aktive utbruddssenter (steder hvor søyleaktiviteter var de første tegnene på vulkansk aktivitet på en gitt vulkan). Navngitte fjell, platåer, lagterreng og skjoldvulkaner bruker begrepene mons, mensa, planum og tholus,^[8] mens navngitte lyse albedoregioner bruker begrepet regio. Eksempler på navngitte formasjoner er Prometheus, Pan Mensa, Tvashtar Paterae, og Tsũi Goab Fluctus.^[9]

Io går i bane rundt Jupiter i en avstand av 421 700 km fra planetens senter og 350 000 km fra skytoppene. Den er den innerste av Jupiters galileiske måner, og banen ligger mellom Thebe og Europa. Inkludert Jupiters indre satellitter er Io den femte månen utover fra Jupiter, og den bruker 42,5 timer på ett omløp rundt planeten – tilstrekkelig raskt til at bevegelsen kan observeres over én enkelt natt med observasjoner.

Sammen med Europa og Ganymedes utgjør Io en 1:2:4-baneresonans, der Io fullfører to omløp for hvert omløp Europa fullfører og fire omløp for hvert omløp Ganymedes fullfører. Resonansen opprettholder Ios baneeksentrisitet (0,0041), som i sin tur utgjør den primære varmekilden for den geologiske aktiviteten.^{[S 8]} Uten denne eksentrisiteten ville Ios bane sirkuleres gjennom tidevannsakselerasjon, og Io ville ha vært mindre geologisk aktiv.

Som de andre galileiske månene og jordens måne roterer Io synkront med omløpsperioden og med den ene siden alltid vendt mot Jupiter. Denne synkroniteten gir grunnlaget for definisjonen av Ios lengdegradssystem. Nullmeridianen skjærer nord- og sørpolen og ekvator ved det som kalles det subjovianske punktet. Den subjovianske halvkulen vender alltid mot Jupiter, mens den antijovianske halvkulen vender bort fra planeten. Den førende halvkulen vender alltid mot banens fartsretning, mens den etterfølgende halvkulen vender i motsatt retning.^{[S 9]}

Io er viktig i formingen av det jovianske magnetfeltet. Jupiters magnetosfære soper opp gasser og støv fra Ios tynne atmosfære med en hastighet på 1 tonn per sekund,^{[S 10]} – materialer primært sammensatt av ionisert og atomisert svovel, oksygen og klor, atomisk natrium og kalium, molekylær svoveldioksid og svovel og koksaltstøv.^{[S 10][S 11]} Materialene stammer fra Ios vulkaner, men forsvinner til Jupiters magnetfelt og inn i det interplanetariske rommet direkte fra atmosfæren. Avhengig av ionisert tilstand og sammensetning, blir de en del av ulike nøytrale (ikke-ioniserte) skyer og strålingsbelter i Jupiters magnetosfære, eller kastes ut av det jovianske systemet.

Over perioder på 20 timer dannes en bananformet nøytral sky rundt Io, som består av svovel, oksygen, natrium og kaliumatomer fra Ios øvre atmosfære. Skyen kan nå seks jovianske radier (6 R_I) fra Ios overflate, og befinner seg enten innenfor banen og foran satellitten, eller utenfor banen og bak satellitten.^{[S 10]} Partiklene er eksitert fra kollisjoner med ioner i plasmatorusen og andre prosesser i oppfyllingen av Ios Hill-sfære, hvor månens gravitasjon er sterkere enn Jupiters. Noe av materialet unnslipper Ios gravitasjon og går inn i bane rundt Jupiter. Kollisjonene som eksiterer partiklene gir også natriumioner (med et elektron) i plasmatorusen, og fjerner de nye «raske» nøytrale fra torusen. Partiklene opprettholder imidlertid hastigheten (70 km/s sammenlignet med banefarten til Io på 17 km/s) og kastes ut i jetstråler som fører bort fra Io.^{[S 12]}

Io går i bane innenfor et strålingsbelte kjent som Ios plasmatorus. Plasmaet i denne smultringformede ringen med ionisert svovel, oksygen, natrium og klor er nøytrale atomer i «skyen» rundt Io som blir ionisert og føres avgårde av den jovianske magnetosfæren.^{[S 10]} I motsetning til den nøytrale skyen roterer de med Jupiters magnetosfære i 74 km/s. Som resten av Jupiters magnetfelt heller plasmatorusen i forhold til Jupiters ekvator (og Ios baneplan), slik at Io til tider ligger under og andre tider over kjernen til plasmatorusen. Som nevnt er ionenes hastighet og energinivå delvis ansvarlig for å fjerne nøytrale atomer og molekyler fra Ios atmosfære og mer utvidede nøytrale sky.

Torusen består av tre deler: en ytre, «varm» torus som ligger like utenfor Ios bane; en vertikal utvidet region kjent som «bånd» som består av den nøytrale kilderegionen og avkjølende plasma, beliggende rundt Ios avstand fra Jupiter; og en indre, «kald» torus bestående av partikler som sakte går i spiral innover mot Jupiter.^{[S 10]} Etter å ha oppholdt seg i torusen i omtrent 40 dager, unnslipper partiklene i den «varme» torusen og er delvis ansvarlig for Jupiters uvanlig store magnetosfære hvor trykket fra partiklene blåser magnetosfæren opp innenfra.^{[S 13]} New Horizons oppdaget partikler fra Io som variasjoner i plasmaet i magnetosfæren langt inni magnetohalen. For å studere tilsvarende variasjoner i plasmatorusen, måles dens ultrafiolette utstråling. Selv om slike variasjoner ikke definitivt er knyttet til variasjoner i Ios vulkanske aktivitet (den optimale kilden for materiale til plasmatorusen), er forbindelsen etablert i den nøytrale natriumskyen.^{[S 14]}

I 1992 oppdaget Ulysses en strøm av støv bli kastet ut fra det jovianske systemet.^{[S 15]} Støvet i disse diskrete strømmene føres bort i hastigheter opp mot flere hundre kilometer per sekund, har en gjennomsnittsstørrelse på 10 μm og består primært av koksalt.^{[S 11][S 16]} Støvmålinger utført av Galileo viste at strømmene stammer fra Io, men om de kommer fra vulkaner eller materialer fra overflaten, er ukjent.^{[S 17]}

Jupiters magnetfeltlinjer, som Io krysser, kobler Ios atmosfære og nøytrale sky til Jupiters polare øvre atmosfære gjennom genereringen av en elektrisk strøm kjent som Ios flukskanal.^{[S 10]} Strømmen gir polarlys i Jupiters polregioner («Ios fotavtrykk») og i Ios atmosfære. Partikler som vekselvirker med polarlyset synes å formørke de jovianske polregionene ved synlige bølgelengder. Fotavtrykket og Ios plassering i forhold til jorden og Jupiter påvirker den jovianske radiostrålingen fra vårt ståsted: når Io er synlig, øker radiosignalene fra Jupiter betraktelig.^{[S 18][S 10]} Juno-oppdraget vil kaste lys over prosessene. Jovianske magnetfeltlinjer som passerer ionosfæren induserer også en elektrisk strøm som skaper et indusert magnetfelt i Ios indre. Ios induserte magnetfelt antas å oppstå innenfor et hav av delvis smeltet silikatmagma 50 km under overflaten.^{[S 19]} Tilsvarende induserte felt på andre galileiske måner blir generert av hav av flytende vann i månenes indre.

Io har en gjennomsnittsradius på 1 821,3 km – ca. fem prosent større enn månens – og en masse på 8,9319×10²² km – ca. 21 prosent større enn månens. Den er en svak ellipsoide i form med den lengste aksen rettet mot Jupiter. Blant de galileiske månene ligger Io bak Ganymedes og Callisto i masse og volum, men foran Europa.

Io består primært av silikate bergarter og jern, og er nærmere terrestriske planeter i sammensetning enn de ytre satellittene i det ytre solsystemet, som stort sett består av en blanding av vannholdig is og silikater. Ios tetthet er 3,5275 g/cm³, den høyeste blant alle månene i solsystemet; betydelig høyere enn de andre galileiske månene og høyere enn jordens måne.^{[S 20]} Modeller basert på målinger av masse, radius og kvadrupole gravitasjonskoeffisienter – numeriske verdier av massens fordeling – fra Voyager og Galileo antyder en silikatrik skorpe og mantel og en jern- eller jernsulfid-rik kjerne.^{[S 21]} Den metalliske kjernen utgjør omtrent 20 % av massen.^{[S 22]} Kjernens radius er 350–650 km hvis den er sammensatt nesten utelukkende av jern, og 550–900 km hvis den består av en blanding av jern og svovel. Galileos magnetometer fant ikke noe indre iboende magnetfelt, noe som antyder at kjernen ikke konvekterer.^{[S 23]}

Modeller antyder at mantelen er sammensatt av minst 75 % av det magnesiumrike mineralet forsteritt og har en hovedsammensetning tilsvarende L- og LL-kondritt-meteoritter med høyere jerninnhold (sammenlignet med silisium) enn månen eller jorden, men lavere enn Mars.^{[S 24][S 25]} For å støtte varmestrømmen kan 10–20 % av mantelen være smeltet, selv om regioner med høytemperatur-vulkanisme kan ha høyere smeltefraksjoner.^{[S 26]} I 2009 avslørte Galileos magnetometerdata et indusert magnetfelt, som krever et magmahav under overflaten.^{[S 19]} Ytterligere analyser publisert i 2011 ga bevis for et slikt hav.^[11] Det estimeres som 50 km tykt (omtrent 10 % av mantelen) med en beregnet temperatur på 1 200 grader celsius. Det er ikke kjent om andelen på 10–20 % med delvis smeltning er i samsvar med kravet til en betydelig mengde smeltet silikater i magmahavet.^[12] Litosfæren består av basalt og svovel fra vulkaner, er minst 12 km tykk, men sannsynligvis mindre enn 40 km tykk.^{[S 22][S 27]}

Hovedkilden til Ios indre varme kommer fra spredning av tidevannskrefter snarere enn henfall av radioaktive isotoper – et resultat av baneresonansen med Europa og Ganymedes.^{[S 8]} Oppvarmingen avhenger av avstanden fra Jupiter, baneeksentrisiteten, sammensetningen av det indre og den fysiske tilstanden.^{[S 26]} Laplace-resonansen med Europa og Ganymedes opprettholder eksentrisiteten og forhindrer tidevannsspredning innenfor Io fra å sirkularisere banen. Den resonante banen hjelper også med å opprettholde avstanden fra Jupiter; ellers ville tidevannskrefter mot Jupiter forårsaket at Io sakte ville ha gått i bane utover fra planeten.^{[S 28]} Den vertikale forskjellen i tidevannsbulen mellom tiden hvor Io er i periapsis og apoapsis i sin bane kan være så mye som 100 m.

Friksjonen eller tidevannsspredningen som oppstår på grunn av den varierende tidevannstiltrekningen, som uten den resonante banen ville ha sirkularisert Ios bane, skaper en betydelig tidevannsoppvarming i Ios indre som smelter en betydelig andel av månens mantel og kjerne. Mengden energi som produseres, er opp til 200 ganger større enn den som produseres utelukkende av radioaktivitet.^{[S 3]} Varmen frigjøres av vulkansk aktivitet og genererer en høy varmestrøm (totalt globalt: 0,6–1,6×10¹⁴ W).^{[S 26]} Modeller av banen antyder at tidevannsoppvarmingen endres over tid, og at den nåværende varmestrømmen ikke er representativ for det langsiktige gjennomsnittet.^{[S 26]}

Basert på erfaringer med månen, Mars og Merkur forventet forskere å se nedslagskratre på de første bildene fra Voyager 1. Antall nedslagskratre ville ha sagt noe om månens alder. De ble overrasket over at det nesten ikke fantes nedslagskratre. Overflaten var i stedet dekket av jevne sletter prikket med høye fjell, groper og av varierte former og størrelser og vulkanske lavastrømmer.^{[S 29]}

Varierte fargefulle materialer fra forskjellige svovelforbindelser førte til at Io ble sammenlignet med en rotten appelsin eller pizza.^[13] Mangelen på nedslagskratre indikerte at overflaten er geologisk ung; vulkanske materialer begraver kontinuerlig kratre etter hvert som de dannes. Dette ble bekreftet da minst ni aktive vulkaner ble observert av Voyager 1.^{[S 30]}

Ios fargerike utseende skyldes varierte materialer som produseres av vulkanismen, deriblant silikater (som ortopyroksen), svovel og svoveldioksid.^{[S 31]} Frossen svoveldioksid danner store regioner dekket i hvite eller grå materialer. Svovel danner gule til gul-grønne regioner. Svovel ved lavere breddegrader og ved polregionene er ofte skadet av stråling som bryter opp den normalt stabile sykliske 8-kjedede svovelen. Disse strålingsskadene produserer rød-brune polregioner.^{[S 32]}

Eksplosiv vulkanisme, ofte i form av paraplyformede søyler, fargelegger overflaten med svovel og silikatmaterialer. Avleiringer fra søylene er ofte farget røde eller hvite avhengig av mengden av svovel og svoveldioksid. Generelt inneholder søyler dannet fra avgassende lava ved vulkanske ventiler en større mengde S₂, og danner da en rød «vifte» med avleiringer, eller i ekstreme tilfeller store røde ringer – ofte større enn 450 km fra den sentrale ventilen.^{[S 33]} En fremtredende rød ring av søyleavleiringer ligger ved vulkanen Pele. Disse røde avleiringene består primært av svovel (generelt 3- og 4-kjedet molekylær svovel), svoveldioksid og muligens Cl₂SO₂.^{[S 31]} Søyler i utkanten av silikate lavastrømmer (gjennom vekselvirkning mellom lava og eksisterende svovel og svoveldioksid) danner hvite eller grå avleiringer.

Kompositorisk kartlegging og Ios høye tetthet tyder ikke på vann, men det er identifisert små lommer med vannholdig is eller hydrerte mineraler, spesielt på den nordvestlige flanken av fjellet Gish Bar Mons.^{[S 34]} Jupiter var sannsynligvis varm nok tidlig i solsystemets utvikling til at volatile materialer som vann i nærheten av Io ble drevet bort, men ikke varm nok til at det skjedde lengre ut fra planeten.

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

Tallrike vulkanske nedsenkninger, kjent som paterae,^{[S 35]} har generelt flate bunner som avgrenses av bratte vegger. De ligner terrestriske kalderaer, men det er ikke kjent om de dannes gjennom en kollaps av et uttømt lavakammer som de terrestriske kalderaene. En hypotese foreslår at de dannes gjennom oppgraving av vulkanske lagganger og at det overliggende materialet blåses ut eller integreres i laggangen.^{[S 36]} I motsetning til lignende formasjoner på jorden og Mars ligger de ikke på toppen av en skjoldvulkan, og de er normalt større med en gjennomsnittsdiameter på 41 km – den største er Loki Patera som er 202 km.^{[S 35]} Morfologi og fordeling antyder at de er strukturelt kontrollert; minst halvparten avgrenses av forkastninger eller fjell.^{[S 35]} De er ofte åsted for vulkanutbrudd, enten når lavastrømmer sprer seg over bunnen av pateraen, som ved et utbrudd ved Gish Bar Patera i 2001, eller i form av lavasjøer.^{[S 4][14]} Lavasjøene har en kontinuerlig veltet lavaskorpe, slik som Pele, eller en episodisk veltet skorpe, slike som Loki.^{[S 37][S 38]}

Lavastrømmer er et annet omfattende terreng. Magma strømmer på overflaten fra ventilen i bunn av pateraene eller fra sprekker på slettene og danner kunstige sammensatte lavastrømmer tilsvarende de ved Kīlauea på Hawaii. Bilder fra Galileo-sonden avslørte at mange store lavastrømmer, som Prometheus og Amirani, er dannet av små utbrudd av lavastrømmer på toppen av eldre strømmer.^{[S 39]} Større lavautbrudd er også observert. Forkanten av Prometheus flyttet seg 75–90 km mellom Voyager i 1979 og de første Galileo-observasjonene i 1996. Et stort utbrudd i 1997 produserte mer enn 3 500 km² med ny lava og oversvømte bunnen av tilstøtende Pillan Patera.^{[S 40]}

Analyser av Voyager-bilder førte til antagelsen at strømmene primært bestod av varierte forbindelser av smeltet svovel. Senere jordbaserte infrarøde studier og målinger fra Galileo indikerer at de består av basalt lava med mafisk til ultramafisk sammensetning. Hypotesene baseres på temperaturmålinger av Ios «varmepunkter», eller steder med termisk utstråling, som antyder temperaturer på minst 1 300 K og noen så høye som 1 600 K.^{[S 41]} De første estimatene antydet utbruddstemperaturer som nådde 2 000 K;^{[S 40]} dette var overestimater fordi varmemodellene var feilaktige.^{[S 41]}

Oppdagelsen av søyler ved vulkanene Pele og Loki var de første tegnene på at Io er geologisk aktiv.^{[S 42]} Søylene dannes når volatiler som svovel og svoveldioksid skytes opp fra vulkaner i hastigheter opp mot 1 km/s og danner paraplyformede skyer av gass og støv. Andre materialer i søylene er natrium, kalium og klor.^{[S 43][S 44]} Søylene synes å dannes på to måter;^{[S 45]} de største dannes når oppløst svovel- og svoveldioksidgass frigjøres fra utgytende magma fra vulkanske ventiler eller lavasjøer, og ofte dras pyroklastiske materialer med dem. De danner røde (fra kortkjedet svovel) og sorte (fra silikatpyroklastikk) avleiringer, og røde ringer som er større enn 1 000 km i diameter. Eksempler er Pele, Tvashtar og Dazhbog. En annen type oppstår når gjennomtrengende lavastrømmer fordamper den underliggende frosne svoveldioksiden og sender svovel mot himmelen. De danner ofte lyse, sirkulære avleiringer av svoveldioksid, er ofte mindre enn 100 km høye og er blant de lengstlevende søylene. Eksempler er Prometheus, Amirani og Masubi.

Io har 100–150 fjell med gjennomsnittlig høyde på 6 km. Det høyeste er Boösaule Montes på 17,5 km.^{[S 5]} Fjellene er ofte store – gjennomsnittet er en lengde på 157 km – isolerte formasjoner uten tilsynelatende globale tektoniske mønstre uthevet, som er tilfelle på jorden.^{[S 5]} Den enorme topografien krever sammensetninger hovedsakelig av silikate bergarter, i motsetning til svovel.^{[S 46]}

Nesten alle fjellene er tektoniske formasjoner, og ikke produsert av vulkansk aktivitet. De fleste skyldes kompresjonsbelastninger på bunnen av litosfæren som løfter og ofte velter deler av skorpen gjennom støtforkastninger.^{[S 47]} Kompresjonsbelastningene fører til at fjelldannelser er resultatet av subsidens fra kontinuerlig begraving av vulkanske materialer.^{[S 47]} Fjell dominerer områder med færre vulkaner og vice versa.^{[S 48]} Dette antyder storskalaregioner i litosfæren hvor kompresjon (støttende for fjelldannelse) og vidder (støtte for pateradannelse) dominerer.^{[S 49]} Lokalt berører imidlertid ofte fjellene og pateraene hverandre, noe som antyder at magmaen ofte utnytter forkasninger som oppstår under fjelldannelsen og kommer opp til overflaten.^{[S 35]}

Fjellene som stiger over de omkringliggende slettene, har varierte morfologier – høydedrag er de vanligste,^{[S 5]} og ligner store, flattoppede mesaer med robuste overflater. Andre fjell synes å være veltede blokker av skorpen med en liten skråning fra den tidligere flate overflaten, og en bratt bakke som består av tidligere materialer fra under overflaten som er blitt presset opp av kompresjonsbelastningen. Begge typene har ofte bratte sjiktlag langs en eller flere av kantene. En håndfull fjell synes å ha vulkansk opprinnelse, og ligner små skjoldvulkaner med bratte bakker (6–7°) nær en liten, sentral kaldera og slakke skråninger langs kantene.^{[S 50]} Vulkanfjellene er ofte mindre enn gjennomsnittsfjellene, med kun 1–2 km i høyde og 40–60 km i bredde. Andre skjoldvulkaner med mye slakkere skråninger er avledet fra morfologien til flere vulkaner hvor tynne strømmer stråler ut fra en sentral patera, slik som på Ra Patera.^{[S 50]}

Nesten alle fjellene synes å være i en fase av nedbrytning. Avleiringer fra store jordskred er vanlige ved foten av ionske fjell, og tyder på at massebevegelse er den primære formen for nedbrytning. Kamskjellformede kanter er vanlige blant mesaer og platåer, et resultat av uttapping av svoveldioksid fra skorpen som produserer svake soner langs fjellkantene.^{[S 51]}

Den tynne atmosfæren består hovedsakelig av svoveldioksid (SO₂) med mindre bestanddeler av svovelmonoksid (SO), koksalt (NaCl) og atomisk svovel og oksygen.^{[S 52]} Tettheten og temperaturene varierer betydelig med tid på dagen, breddegrad, vulkansk aktivitet og mengden av frost på overflaten. Det maksimale atmosfæriske trykket på overflaten går fra 3,3×10^-5 til 3×10^-4 pascal (Pa) eller 0,3 til 3 nbar, observert på halvkulen som vender bort fra Jupiter og langs ekvator, og midlertidig tidlig på kvelden, når temperaturen på overflatefrosten er høyest.^{[S 52][S 53][S 54]} Lokaliserte topper ved vulkansøyler er også observert, med trykk på 5×10^-4–40×10^-4 Pa (5–40 nbar).^{[S 55]} Trykket er lavest på nattsiden, hvor det faller til 0,1×10^-7–1×10^-7 Pa (0,0001–0,001 nbar).^{[S 52][S 53]}

Temperaturen er lavest ved overflaten i lave høyder, hvor svoveldioksid er i damptrykk-likevekt med frost på overflaten, og øker til 1 800 K i større høyder, hvor den tynnere atmosfæren gjør det mulig med oppvarming fra plasma i Ios plasmatorus og fra Joule-varme fra Ios flukskanal.^{[S 52][S 53]} Det lave trykket begrenser effekten på overflaten. Et unntak er når svoveldioksid midlertidig omfordeles fra frostrike til frostfattige områder. Et annet unntak er når ringene av avleiringer fra søylene utvides av at materiale går inn igjen i den tykkere atmosfæren på dagsiden.^{[S 52][S 53]} Den tynne atmosfæren betyr at eventuelle landingssonder ikke trenger et skallignende varmeskjold, men må ha bremseraketter for å myklande. Et landingsfartøy må også tåle den sterke jovianske strålingen som en tykkere atmosfære ville ha dempet.

Gasser strippes av Jupiters magnetosfære, og forsvinner enten til den nøytrale skyen som omgir Io eller til Ios plasmatorus, en ring av ioniserte partikler som deler Ios bane, men som roterer med magnetosfæren til Jupiter. Omtrent et tonn med materialer forsvinner fra atmosfæren hvert sekund, og må kontinuerlig fornyes.^{[S 56]} Den mest dramatiske kilden til SO₂ er de vulkanske søylene, som i gjennomsnitt pumper 10⁴ kg med svoveldioksid inn i atmosfæren hvert sekund, selv om det meste kondenserer tilbake til overflaten.^{[S 56]} Mye av svoveldioksiden opprettholdes av soldreven sublimasjon av SO₂-frost på overflaten.^{[S 57]} Dagsiden av atmosfæren er i stor grad begrenset til innenfor 40° fra ekvator, hvor overflaten er varmest og de mest aktive vulkansøylene ligger.^{[S 58]}

En sublimasjonsdrevet atmosfære er også konsistent med at den er tettest over halvkulen som vender bort fra Jupiter hvor frossen SO₂ er mest fraværende, og at den er tettest når Io er nærmest solen.^{[S 52][S 57][15]} Bidrag fra vulkansøyler er imidlertid nødvendige, siden de høyeste tetthetene er nær de vulkanske ventilene.^{[S 52]} Ettersom tettheten til svoveldioksiden er direkte knyttet til overflatetemperaturen, kollapser atmosfæren delvis om natten og når satellitten er i skyggen av Jupiter. Kollapsen begrenses av dannelsen av et diffusjonslag av svovelmonoksid i de laveste delene av atmosfæren, men atmosfæretrykket på nattsiden er to til fire størrelsesklasser mindre enn toppene like etter middagstid.^{[S 53][S 59]} Mindre bestanddeler som NaCl, SO, O og S utledes enten direkte av vulkansk utgassing, fra fotolyse, eller kjemisk nedbryting forårsaket av ultrafiolett stråling fra solen, fra SO₂ eller utkasting av avleiringer på overflaten av ladde partikler fra Jupiters atmosfære.^{[S 57]}

Høyoppløselige bilder under en formørkelse avslørte en aurora-lignende glød,^{[S 44]} som skyldes stråling av ladde partikler fra Jupiter. Auroraer oppstår vanligvis nær magnetpoler, men Ios er mest lyssterk nær ekvator. Io mangler et iboende magnetfelt, og derfor treffer elektroner som ferdes langs Jupiters magnetfelt atmosfæren direkte. Elektroner kolliderer med atmosfæren og produserer de mest lyssterke auroraene hvor feltlinjene er tangente til satellitten (nær ekvator) siden gasskolonnene de passerer gjennom, er lengre der. Auroraer ved disse tangentpunktene er observert å rulle i skiftende retninger på Io, etterhvert som månen roterer rundt Jupiter. Auroraene ruller parallelt med Jupiters skrå magnetiske dipol.^{[S 60]} Det er også observert svakere auroraer fra oksygenatomer langs kanten av Io (den røde gløden på bildet), og sodiumatomer på nattsiden (den grønne gløden).^{[S 44]}

Den første rapporterte observasjonen av Io ble gjort av Galileo Galilei 7. januar 1610 ved bruk av refraktorteleskop med 20× forstørrelse ved Universitetet i Padova. Han kunne ikke skille Io fra Europa på grunn av den lave kraften i teleskopet, og registrerte dem som ett enkelt lyspunkt. Io og Europa ble observert som to separate punkter da Galilei observerte det jovianske systemet neste dag, 8. januar 1610. Datoen regnes som observasjonsdato for Europa av IAU.^[1] Oppdagelsen av de galileiske månene ble publisert i Galileos Sidereus Nuncius i mars 1610.^{[S 61]} I Mundus Jovialis (1614) hevdet Simon Marius å ha oppdaget månene i 1609, én uke før Galilei. Dette var likevel 29. desember 1609 i den julianske kalenderen, og 8. januar 1610 i den gregorianske kalenderen som Galilei brukte.^[16] Galilei publiserte arbeidene først, og er kreditert for oppdagelsene.^[17]

På 1800-tallet ble de galileiske månene brukt til bestemmelsen av lengdegrad,^[18] validering av Keplers lover for planetenes bevegelser og bestemmelsen av tiden som kreves for lyset å ferdes mellom Jupiter og jorden.^{[S 61]} Basert på efemeridene produsert av astronomen Giovanni Cassini og andre, utarbeidet Pierre-Simon Laplace en matematisk teori om de resonante banene til Io, Europa og Ganymedes.^{[S 61]} Resonansen ble senere funnet å ha en betydelig effekt på månenes geologi.

Bedre teleskoper avdekket storskalaformasjoner på overflaten. På 1890-tallet observerte Edward E. Barnard variasjoner i Ios lysstyrke mellom ekvator og polene. Han fastslo at dette skyldes forskjeller i farge og albedo, og ikke fordi Io var eggformet som William Pickering hevdet, eller var to separate legemer som han selv opprinnelig trodde.^{[S 32][S 62][S 63]} Senere teleskopiske observasjoner bekreftet Ios distinkte rødbrune polregioner og gulhvite ekvatorstriper.^{[S 64]}

På midten av 1900-tallet antydet spektroskopi at overflaten var uten vannholdig is, som finnes rikelig på de andre galileiske månene.^{[S 65]} Observasjonene antydet også at overflaten domineres av fordampninger av natriumsalt og svovel.^{[S 66]} Radioteleskoper avslørte Ios påvirkning på den jovianske magnetosfæren som demonstrert av dekametriske bølgelengdestøt knyttet til Ios baneperiode.^{[S 18]}

Romsondene Pioneer 10 og Pioneer 11 passerte Io den 3. desember 1973 og 2. desember 1974.^[19] Radiosporing ga et forbedret anslag av massen, som sammen med bedre informasjon om størrelsen antydet at Io har høyest tetthet av de fire galileiske satellittene og er sammensatt primært av silikate bergarter snarere enn vannholdig is.^{[S 67]} Pioneer-sondene avslørte også en tynn atmosfære og et intenst strålingsbelte nær Ios bane. Kameraet ombord på Pioneer 11 tok det eneste gode bildet vi har av den nordlige polregionen.^[20] Planlagte nærbilder fra Pioneer 10 gikk tapt under det høye strålingsnivået.^[19]

Tvillingsondene Voyager 1 og Voyager 2 passerte Io i 1979, og ga langt mer detaljerte bilder. Voyager 1 fløy forbi satellitten 5. mars 1979 i en avstand av 20 600 km,^[21] og avslørte et flerfarget landskap uten nedslagskratre.^{[S 29][S 68]} Bildene med høyest oppløsning viste en relativt ung overflate krydret med merkelig formede groper, fjell høyere enn Mount Everest og formasjoner som lignet på vulkanstrømmer.

Kort tid etter møtet oppdaget navigasjonsingeniøren for Voyager, Linda A. Morabito (f. 1953), en søyle som kom fra overflaten.^{[S 42]} Andre bilder av totalt ni søyler på overflaten beviste at Io var vulkansk aktiv.^{[S 30]} Konklusjonen ble forutsagt av Stan J. Peale, Patrick Cassen og R.T. Reynolds i en artikkel kort tid før Voyager 1-møtet. Forfatterne kalkulerte at Ios indre var utsatt for betydelig tidevannsoppvarming forårsaket av baneresonansen med Europa og Ganymedes.^{[S 8]} Data viste at overflaten domineres av frossen svovel og svoveldioksid, som også dominerer atmosfæren og plasmatorusen sentrert på Ios bane (også oppdaget av Voyager).^{[S 69][S 55][S 70]}

Voyager 2 passerte Io 9. juli 1979 i en avstand av 1 130 000 km. Sammenligninger av bildene fra de to sondene avslørte flere overflateendringer i løpet av de fire månedene mellom møtene. Observasjoner av Io som en halvmåne da Voyager 2 forlot det jovianske systemet, viste at syv av de ni søylene som ble observert i mars, fremdeles var aktive i juli 1979. Kun vulkanen Pele ble inaktiv mellom forbiflyvningene.^{[S 71]}

Galileo-sonden ankom Jupiter i 1995 etter en seks år lang ferd fra jorden. Siden Io ligger innenfor et av jupiters mest intense strålingsbelter var en langvarig nærflyvning ikke mulig, men Galileo passerte nær månen kort tid før den gikk inn i banen for sitt toårige hovedmål, studien av det jovianske systemet. Den 7. desember 1995 passerte sonden Io i en avstand av 892 km.^[22] Selv om det ikke ble tatt bilder, ga nærpasseringen betydelige resultater – som blant annet oppdagelsen av en stor kjerne av jern, tilsvarende den funnet i steinplanetene i det indre solsystemet.^{[S 21]} Neste passering skjedde 4. november 1996 i en avstand av 1098 km.^[23]

Selv om mangelen på nærbilder og mekaniske problemer begrenset mengden av data, ble det gjort flere viktige funn. Observasjonen av et stort utbrudd ved Pillan Patera bekreftet at vulkanutbrudd består av silikat magma med magnesiumrik mafiske og ultramafiske sammensetninger, der svovel og svoveldioksid spiller en rolle tilsvarende vann og karbondioksid på jorden.^{[S 40]} I nesten alle omløpene avslørte bildene aktive vulkaner (både termisk utstråling fra kjølende magma på overflaten og vulkansøyler), en rekke fjell med svært varierende morfologier og flere overflateendringer som hadde funnet sted både mellom Voyager-sondene og Galileo og mellom Galileos omløp.^{[S 72]}

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

Dato	Avstand
3. juli 1999	130 000 km[24]
11. oktober 1999	611 km[25]
26. november 1999	300 km[26]
22. februar 2000	198 km[27][28]
6. august 2001	181 km[29]
16. oktober 2001	181 km[30]
17. januar 2002	102 km.[31]

Den 21. september 2003 passerte sonden Io for siste gang, før den ble sendt ned i Jupiters atmosfære og ble ødelagt. Møtene avslørte geologiske prosesser ved vulkaner og fjell, utelukket tilstedeværelsen av et magnetfelt og demonstrerte omfanget av vulkansk aktivitet.^{[S 72]}

I desember 2000 hadde Cassini-sonden et fjernt og kort møte med det jovianske systemet på vei mot Saturn og utførte observasjoner sammen med Gallileo. Disse observasjonene avslørte en ny søyle ved Tvashtar Paterae og økte innsikten i Io's polarlys.^{[S 73]}

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

Bilder med adaptiv optikk fra Keck-observatoriet på Hawaii og bilder fra Hubble-teleskopet gjorde det mulig å overvåke aktive vulkaner,^{[S 74][32]} uten en romsonde i det jovianske systemet.

New Horizons-sonden passerte det jovianske systemet og Io den 28. februar 2007 på sin ferd mot Pluto og Kuiperbeltet, og utførte en rekke fjernobservasjoner av Io. Bilder av en stor søyle ved Tvashtar ga de første detaljerte observasjonene av den største klassen av vulkansøyler på Io siden observasjoner av Peles søyle i 1979.^{[S 75]} New Horizons tok også bilder av en vulkan nær Girru Patera i en tidlig fase av et utbrudd og flere vulkanske utbrudd som hadde oppstått etter at Galileo var der.^{[S 75]}

Romsonden Juno ble skutt opp 5. august 2011, og ankom Jupiter den 5. juli 2016. Sondens primære oppgave var å øke forståelsen av Jupiters indre, planetens magnetfelt, polarlys og atmosfæren ved polene.^[33]

Sondens 54-dagers bane var svært hellende og høyst eksentrisk, for å bedre kunne undersøke planetens poler og begrense dens eksponering for planetens sterke indre strålingsbelter. Dette begrenset nære møter med Jupiters måner. Sonden har begrenset avbildningsevner, men kan overvåke Ios vulkanske aktivitet med JunoCAM, et bredvinklet kamera, og det nær-infrarøde spektrometeret JIRAM, som måler termisk aktivitet fra vulkaner.^[34][35]

Sondens primære oppdrag ble avsluttet i juni 2021. Det nærmeste møtet med Io fant sted under det 25. omløp den 17. februar 2020 i en avstand av 195 000 km. Io ble da oppfanget av JIRAM mens månen var i Jupiters skygge.^[35]

JIRAM har så langt foretatt en grov kartlegging av frossen svoveldioksid på overflaten, og har kartlagt mindre overflatekomponenter som absorberer svakt sollys ved 2.1 og 2.65 µm.^[36]

Den 13. januar 2021 besluttet NASA å utvide oppdraget. Det utvidede oppdraget begynte 7. juni 2021 og vil pågå frem til september 2025. Juno vil ha en serie med nære møter med Jupiters måner under dette utvidede oppdraget. To nære møter med Io er forventet den 30. desember 2023 og den 3. februar 2024. Begge møtene vil finne sted i avstander på 1 500 km.^[37] I tillegg er ni nære møter i avstander mellom 11 500 og 94 000 km planlagt å finne sted mellom juli 2022 og mai 2025. Målet med disse møtene er å forbedre forståelsen av Io's gravitasjonsfelt ved å måle dopplereffekten og å avbilde Io's overflate for å se etter forandringer siden 2007, da det forrige gang ble tatt nærbilder.^[38]

Den 19. april 2011 annonserte ESA at de ville utrede et europeisk oppdrag for utforskning av mange av Jupiters måner, etter at et fellesprosjekt med NASA (Europa Jupiter System Mission) ikke kom i stand.^[39][40][41]

Den 2. mai 2022 bestemte ESA å sende opp sonden JUICE (JUpiter ICy moon Explorer); den er basert på den tidligere planlagte (men nå forkastede) Jupiter Ganymede Orbiter.^[42][43]

Romsonden ble oppskutt 14. april 2023, og er estimert å være fremme ved Jupiter i juli 2031.^[44][45]

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

Flere andre oppdrag er også blitt foreslått.

Io Volcano Observer er en mulig kandidat til Discoveryprogrammet; sonden ble foreslått i 2008, 2009, 2010 og januar 2015,^[46][47] men forslagene ble ikke godtkjent av NASA. Romskipet er ment å foreta syv forbiflyginger av Io, og er blitt foreslått for NASA av University of Arizona.^[46][47]

Sidehenvisninger

Netthenvisninger

• Anderson, J. D. (1974). «Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer 10». Science (på engelsk). 183 (4122). Bibcode:1974Sci...183..322A. PMID 17821098. doi:10.1126/science.183.4122.322. 
• Anderson, J. D. (1996). «Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io». Science (på engelsk). 272 (5262). Bibcode:1996Sci...272..709A. PMID 8662566. doi:10.1126/science.272.5262.709. 
• Anderson, J. D. (2001). «Io's gravity field and interior structure». J. Geophys. Res. (på engelsk). 106 (E12). Bibcode:2001JGR...10632963A. doi:10.1029/2000JE001367. 
• Barnard, E.E. (1891). «Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (på engelsk). 51 (9). Bibcode:1891MNRAS..51..543B. 
• Barnard, E.E. (1894). «On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (på engelsk). 54 (3). Bibcode:1894MNRAS..54..134B. 
• Bigg, E.K. (1964). «Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission». Nature (på engelsk). 203 (4949). Bibcode:1964Natur.203.1008B. doi:10.1038/2031008a0. 
• Broadfoot, A.L. (1979). «Extreme ultraviolet observations from Voyager 1 encounter with Jupiter». Science (på engelsk). 204 (4396). Bibcode:1979Sci...204..979B. PMID 17800434. doi:10.1126/science.204.4396.979. 
• Burger, M.H. (1999). «Galileo's close-up view of Io sodium jet». Geophys. Res. Let. (på engelsk). 26 (22). Bibcode:1999GeoRL..26.3333B. doi:10.1029/1999GL003654. 
• Clow, G.D.; Carr, M.H. (1980). «Stability of sulfur slopes on Io». Icarus (på engelsk). 44 (2). Bibcode:1980Icar...44..268C. doi:10.1016/0019-1035(80)90022-6. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Dobbins, T.; Sheehan, W. (2004). «The Story of Jupiter's Egg Moons». Sky & Telescope (på engelsk). 107 (1). CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Douté, S. (2004). «Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS». Icarus (på engelsk). 169 (1). Bibcode:2004Icar..169..175D. doi:10.1016/j.icarus.2004.02.001. 
• Fanale, F.P. (1974). «Io: A Surface Evaporite Deposit?». Science (på engelsk). 186 (4167). Bibcode:1974Sci...186..922F. PMID 17730914. doi:10.1126/science.186.4167.922. 
• Feaga, L. M. (2009). «Io's dayside SO₂ atmosphere». Icarus (på engelsk). 201 (2). Bibcode:2009Icar..201..570F. doi:10.1016/j.icarus.2009.01.029. 
• Geissler, P.E. (1999). «Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io». Science (på engelsk). 285 (5429). Bibcode:1999Sci...285..870G. PMID 10436151. doi:10.1126/science.285.5429.870. 
• Grün, E. (1993). «Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft». Nature (på engelsk). 362 (6419). Bibcode:1993Natur.362..428G. doi:10.1038/362428a0. 
• Grün, E. (1996). «Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter». Science (på engelsk). 274 (5286). Bibcode:1996Sci...274..399G. doi:10.1126/science.274.5286.399. 
• Howell, R.R.; Lopes, R.M.C. (2007). «The nature of the volcanic activity at Loki: Insights from Galileo NIMS and PPR data». Icarus (på engelsk). 186 (2). Bibcode:2007Icar..186..448H. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.022. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Flere forfattere (2007). «Io's surface composition». I Lopes, R.M.C.; Spencer, J.R. Io after Galileo (på engelsk). Springer-Praxis. ISBN 3-540-34681-3. CS1-vedlikehold: Flere navn: redaktørliste (link)
• Jaeger, W. L. (2003). «Orogenic tectonism on Io». J. Geophys. Res. (på engelsk). 108 (E8). Bibcode:2003JGRE..108.5093J. doi:10.1029/2002JE001946. 
• Kerr, R.A. (2010). «Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io». Science (på engelsk). 327 (5964). PMID 20093451. doi:10.1126/science.327.5964.408-b. 
• Keszthelyi, L. (2001). «Imaging of volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission». J. Geophys. Res. (på engelsk). 106 (E12). Bibcode:2001JGR...10633025K. doi:10.1029/2000JE001383. 
• Keszthelyi, L. (2004). «A Post-Galileo view of Io's Interior». Icarus (på engelsk). 169 (1). Bibcode:2004Icar..169..271K. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.005. 
• Keszthelyi, L. (2007). «New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior». Icarus (på engelsk). 192 (2). Bibcode:2007Icar..192..491K. doi:10.1016/j.icarus.2007.07.008. 
• Kivelson, M.G. (2001). «Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000». J. Geophys. Res. (på engelsk). 106 (A11). Bibcode:2001JGR...10626121K. doi:10.1029/2000JA002510. 
• Krimigis, S.M. (2002). «A nebula of gases from Io surrounding Jupiter». Nature (på engelsk). 415 (6875). PMID 11875559. doi:10.1038/415994a. 
• Kuskov, O. L.V. A. Kronrod (2001). «Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites». Icarus (på engelsk). 151 (2). Bibcode:2001Icar..151..204K. doi:10.1006/icar.2001.6611. 
• Lee, T. (1972). «Spectral Albedos of the Galilean Satellites». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory (på engelsk). 9 (3). Bibcode:1972CoLPL...9..179L. 
• Lopes, R.M.C. (2004). «Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys». Icarus (på engelsk). 169 (1). Bibcode:2004Icar..169..140L. doi:10.1016/j.icarus.2003.11.013. 
• Lopes, R.M.C; Williams, D.A. (2005). «Io after Galileo». Reports on Progress in Physics (på engelsk). 68 (2). Bibcode:2005RPPh...68..303L. doi:10.1088/0034-4885/68/2/R02. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Lopes, Rosaly M.C. (2006). «Io: The Volcanic Moon». I McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul R.; Johnson, Torrence V. Encyclopedia of the Solar System (på engelsk). Academic Press. ISBN 978-0-12-088589-3. CS1-vedlikehold: Flere navn: redaktørliste (link)
• Marazzini, Claudio (2005). «I nomi dei satelliti di Giove: da Galileo a Simon Marius (The names of the satellites of Jupiter: from Galileo to Simon Marius)». Lettere Italiane (på engelsk). 57 (3). 
• Marchis, F. (2005). «Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm». Icarus (på engelsk). 176 (1). Bibcode:2005Icar..176...96M. doi:10.1016/j.icarus.2004.12.014. 
• Marius, S. (1614). Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici (på engelsk). 
• McEwen, A.S.; Soderblom, L.A. (1983). «Two classes of volcanic plume on Io». Icarus (på engelsk). 55 (2). Bibcode:1983Icar...55..191M. doi:10.1016/0019-1035(83)90075-1. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• McEwen, A.S. (1998). «High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io». Science (på engelsk). 281 (5373). Bibcode:1998Sci...281...87M. PMID 9651251. doi:10.1126/science.281.5373.87. 
• McKinnon, W.B. (2001). «Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting». Geology (på engelsk). 29 (2). Bibcode:2001Geo....29..103M. doi:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2. 
• Mendillo, M. (2004). «Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds». Icarus (på engelsk). 170 (2). Bibcode:2004Icar..170..430M. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.009. 
• Minton, R.B. (1973). «The Red Polar Caps of Io». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory (på engelsk). 10. Bibcode:1973CoLPL..10...35M. 
• Moore, J.M. (2001). «Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view». J. Geophys. Res. (på engelsk). 106 (E12). Bibcode:2001JGR...10633223M. doi:10.1029/2000JE001375. 
• Moore, C.H. (2009). «1-D DSMC simulation of Io's atmospheric collapse and reformation during and after eclipse». Icarus (på engelsk). 201 (2). Bibcode:2009Icar..201..585M. doi:10.1016/j.icarus.2009.01.006. 
• Morabito, L.A. (1979). «Discovery of currently active extraterrestrial volcanism». Science (på engelsk). 204 (4396). Bibcode:1979Sci...204..972M. PMID 17800432. doi:10.1126/science.204.4396.972. 
• Moullet, A. (2010). «Simultaneous mapping of SO2, SO, NaCl in Io's atmosphere with the Submillimeter Array». Icarus (på engelsk). press (1). Bibcode:2010Icar..208..353M. doi:10.1016/j.icarus.2010.02.009. 
• Peale, S.J. (1979). «Melting of Io by Tidal Dissipation». Science (på engelsk) (4383 utg.). 203. Bibcode:1979Sci...203..892P. PMID 17771724. doi:10.1126/science.203.4383.892. 
• Pearl, J.C. (1979). «Identification of gaseous SO₂ and new upper limits for other gases on Io». Nature (på engelsk). 288 (5725). Bibcode:1979Natur.280..755P. doi:10.1038/280755a0. 
• Porco, C.C. (2003). «Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings». Science (på engelsk). 299 (5612). Bibcode:2003Sci...299.1541P. PMID 12624258. doi:10.1126/science.1079462. 
• Postberg, F. (2006). «Composition of jovian dust stream particles». Icarus (på engelsk). 183 (1). Bibcode:2006Icar..183..122P. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.001. 
• Radebaugh, D. (2001). «Paterae on Io: A new type of volcanic caldera?». J. Geophys. Res. (på engelsk). 106 (E12). Bibcode:2001JGR...10633005R. doi:10.1029/2000JE001406. 
• Radebaugh, J. (2004). «Observations and temperatures of Io's Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images». Icarus (på engelsk). 169 (1). Bibcode:2004Icar..169...65R. doi:10.1016/j.icarus.2003.10.019. 
• Rathbun, J.A.; Spencer, J.R.; Tamppari, L.K.; Martin, T.Z.; Barnard, L.; Travis, L.D. (2004). «Mapping of Io's thermal radiation by the Galileo photopolarimeter-radiometer (PPR) instrument». Icarus (på engelsk). 169 (1). Bibcode:2004Icar..169..127R. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.021. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Retherford, K.D. (2000). «Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions». J. Geophys. Res. (på engelsk). 105 (A12). Bibcode:2000JGR...10527157R. doi:10.1029/2000JA002500. 
• Roesler, F. L. (1999). «Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS». Science (på engelsk). 283 (5400). Bibcode:1999Sci...283..353R. PMID 9888844. doi:10.1126/science.283.5400.353. 
• Schenk, P.M.; Bulmer, M.H. (1998). «Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements». Science (på engelsk). 279 (5356). Bibcode:1998Sci...279.1514S. PMID 9488645. doi:10.1126/science.279.5356.1514. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Schenk, P. (2001). «The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo». Journal of Geophysical Research (på engelsk) (E12 utg.). 106. Bibcode:2001JGR...10633201S. doi:10.1029/2000JE001408. 
• Schenk, P.M. (2004). «Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io». Icarus (på engelsk). 169 (1). Bibcode:2004Icar..169...98S. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.015. 
• Schubert, J. (2004). «Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites.». I F. Bagenal. Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere (på engelsk). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81808-7. 
• Smith, B.A. (1979). «The Jupiter system through the eyes of Voyager 1». Science (på engelsk). 204 (4396). Bibcode:1979Sci...204..951S. PMID 17800430. doi:10.1126/science.204.4396.951. 
• Sohl, F. (2002). «Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites». Icarus (på engelsk). 157 (1). Bibcode:2002Icar..157..104S. doi:10.1006/icar.2002.6828. 
• Spencer, J. (2000). «Discovery of Gaseous S₂ in Io's Pele Plume». Science (på engelsk). 288 (5469). Bibcode:2000Sci...288.1208S. PMID 10817990. doi:10.1126/science.288.5469.1208. 
• Spencer, A.C. (2005). «Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io's SO₂ atmosphere». Icarus (på engelsk). 176 (2). Bibcode:2005Icar..176..283S. doi:10.1016/j.icarus.2005.01.019. 
• Spencer, J.R. (2007). «Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano». Science (på engelsk). 318 (5848). Bibcode:2007Sci...318..240S. PMID 17932290. doi:10.1126/science.1147621. 
• Strom, R.G. (1979). «Volcanic eruption plumes on Io». Nature (på engelsk). 280 (5725). Bibcode:1979Natur.280..733S. doi:10.1038/280733a0. 
• Strom, R.G.; Schneider, N.M. (1982). «Volcanic eruptions on Io». I Morrison, D. Satellites of Jupiter (på engelsk). University of Arizona Press. ISBN 0-8165-0762-7. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Soderblom, L.A. (1980). «Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results». Geophys. Res. Lett. (på engelsk). 7 (11). Bibcode:1980GeoRL...7..963S. doi:10.1029/GL007i011p00963. 
• Tackley, P.J. (2001). «Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows». J. Geophys. Res. (på engelsk). 106 (E12). Bibcode:2001JGR...10632971T. doi:10.1029/2000JE001411. 
• UPI (6. mars 1979). «Jupiter moon shows color, erosion signs». The Milwaukee Sentinel (på engelsk). Arkivert fra originalen 1. september 2015. Besøkt 28. februar 2012. 
• Thomas, P.C. (1998). «The Shape of Io from Galileo Limb Measurements». Icarus (på engelsk). 135 (1). Bibcode:1998Icar..135..175T. doi:10.1006/icar.1998.5987. 
• Walker, A.C. (2010). «A Comprehensive Numerical Simulation of Io's Sublimation-Driven Atmosphere». Icarus (på engelsk). press (1). Bibcode:2010Icar..207..409W. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.012. 
• Yoder, C.F. (1979). «How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks». Nature (på engelsk). 279 (5716). Bibcode:1979Natur.279..767Y. doi:10.1038/279767a0. 
• Zook, H.A. (1996). «Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories». Science (på engelsk). 274 (5292). Bibcode:1996Sci...274.1501Z. PMID 8929405. doi:10.1126/science.274.5292.1501. 

• (en) Io (moon) – kategori av bilder, video eller lyd på Commons
• (en) Io – galleri av bilder, video eller lyd på Commons

• Io Profile Arkivert 28. mars 2014 hos Wayback Machine. hos NASA's Solar System Exploration site (engelsk)
• Bill Arnett's Io webpage fra The Nine Planets (engelsk)
• Io overview fra University of Michigans Windows to the Universe (engelsk)
• Calvin Hamiltons Io-side fra Views of the Solar System website (engelsk)
• The Planetary Society: Io information (engelsk)

• Film av Ios rotasjon fra National Oceanic and Atmospheric Administration (engelsk)
• Paul Schenk's 3D images and flyover videos of Io and other outer solar system satellites (engelsk)

• Catalog of NASA images of Io (engelsk)
• Galileo Image Releases (engelsk)
• New Horizons LORRI Raw Images, includes numerous Io images (engelsk)
• Io through Different New Horizons Imagers (engelsk)

• Io global basemaps^{[død lenke]} fra USGS's planetary geology website based on Galileo and Voyager images (engelsk)
• Io nomenclature og Io map with feature names from the USGS planetary nomenclature page (engelsk)

• The Calendars of Jupiter (engelsk)
• Io dynamo fra utdanningssiden The Exploration of the Earth's Magnetosphere (engelsk)
• The Conundrum Posed by Io's Minimum Surface Temperatures Arkivert 15. mai 2012 hos Wayback Machine. (engelsk)
• Io Mountain Database (engelsk)
• Paul Geissler's research on Cassini observations of Io's visible aurorae Arkivert 18. oktober 2011 hos Wayback Machine. (engelsk)
• The Gish Bar Times, Jason Perrys Io-relaterte blogg (engelsk)