Перегляд вихідного коду сторінки Іо (супутник)

{{Otheruses|Іо}}
{{Супутник
 | назва             = Іо
 | назва2            =
 | зображення        = Io highest resolution true color.jpg
 | підпис            = Іо, знімок NASA 1999&nbsp;р., кольори штучно підсилені.
 | Колір             = #ffa812
 | дата              = [[7 січня]] [[1610]] року
 | відкривач         = [[Галілео Галілей]]
 | планета           = [[Юпітер (планета)|Юпітер]]
 | номер             = I
 | орбітальні дані   =
 | велика піввісь    = 421 700 
 | перицентр         = 420&nbsp;000
 | апоцентр          = 423&nbsp;400
 | ексцентриситет    = 0,0041
 | орбітальний період= 1,769137786
 | нахил орбіти      = 0,05

 | радіус            = 1821,3
 | площа поверхні    = 41&nbsp;910&nbsp;000
 | маса              = 8,9319{{e|22}}
 | густина           = 3,528
 | об'єм             = 2,53{{e|10}}
 | прискорення       = 1,796
 | швидкість         = 2,558
|видима зоряна величина=5,02 ([[Протистояння планети|протистояння]])<ref name="magnitude">{{cite web|title=Classic Satellites of the Solar System|url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|publisher=Observatorio ARVAL|access-date=2007-09-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20110920010842/http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|archive-date=2011-09-20}}</ref>}}
'''Іо''' ({{lang-el|Ιώ}})&nbsp;— супутник [[Юпітер (планета)|Юпітера]], найближчий до планети з чотирьох [[Галілеєві супутники|галілеєвих супутників]]. Його діаметр становить 3642 кілометри, тому Іо є [[Список супутників|четвертим за величиною]] супутником у [[Сонячна система|Сонячній системі]]. Названий на честь міфологічної [[Іо (міфологія)|Іо]], яка була жрицею [[Гера|Гери]] та коханкою [[Зевс]]а. Має особливо бурхливу вулканічну активність. Його відкрив [[Галілео Галілей]] у 1610 році за допомогою найпершого в історії телескопа. Перші фото Іо були зроблені зондом «[[Піонер-11]]», який пролетів повз Юпітер в грудні 1974 року.

[[Файл:Io diagram uk.svg|thumb|200px|right|Будова Іо]]
За даними непрямих досліджень, поверхня супутника представлена породами, що на 55(60)% складені [[сірка|сіркою]] (в [[Сонячна система|Сонячній системі]] це, імовірно, найбагатші [[Поклади корисних копалин|поклади]] сірки, які доступні з поверхні планети), на 30&nbsp;%&nbsp;— зневодненим [[астраханіт]]ом, на 15&nbsp;%&nbsp;— сульфатом заліза, [[гематит]]ом (модель Ф.Фанале і Д.Неша). [[Надра]] планети містять [[Природні силікати|силікатні гірські породи]]. На Іо зафіксовано до 8-10 активних [[вулкан]]ів, на поверхні&nbsp;— [[скиди]], [[ескарп]]и. Іо має понад 400 активних [[вулкан]]ів, та є найбільш геологічно активним об'єктом у Сонячній системі<ref name="book2">{{cite book
|title=Encyclopedia of the Solar System
|author=Rosaly MC Lopes
|date=2006
|publisher=Academic Press
|pages=[https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/419 419–431]
|chapter=Io: The Volcanic Moon
|isbn=978-0-12-088589-3
|editor1=Lucy-Ann McFadden
|editor2=Paul R. Weissman
|editor3=Torrence V. Johnson
|chapter-url=https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/419
}}</ref><ref name="Lopes2004">{{cite journal|last=Lopes|first=R. M. C.|display-authors=etal|date=2004|title=Lava lakes on Io: Observations of Io's volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys|journal=Icarus|volume=169|issue=1|pages=140–174|bibcode=2004Icar..169..140L|doi=10.1016/j.icarus.2003.11.013}}</ref><ref name="NYT-20190626">{{cite news|url=https://www.nytimes.com/2019/06/26/science/io-volcanic-moon.html|title=This World Is a Simmering Hellscape. They've Been Watching Its Explosions. - Researchers have released a five-year record of volcanic activity on Io, a moon of Jupiter, hoping others will find more patterns.|last=Sokol|first=Joshua|date=26 червня 2019|work=[[The New York Times]]|access-date=26 червня 2019}}</ref>. Ця надзвичайна геологічна активність є результатом приливного нагріву від тертя, що генерується в надрах Іо, коли він знаходиться між [[Юпітер (планета)|Юпітером]] та іншими галілеєвими супутниками&nbsp;— [[Європа (супутник)|Європою]], [[Ганімед]]ом і [[Каллісто]]. Кілька вулканів викидають шлейфи сірки та діоксиду сірки, які підіймаються на висоту до 500 км (300 миль) над поверхнею. На поверхні Іо також є понад 100 гір. Деякі з цих вершин вищі за [[Еверест]], найвищу точку на поверхні Землі<ref name="Schenk20012">{{cite journal|last=Schenk|first=P.|display-authors=etal|date=2001|title=The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from ''Voyager'' and ''Galileo''|journal=Journal of Geophysical Research|volume=106|issue=E12|pages=33201–33222|bibcode=2001JGR...10633201S|doi=10.1029/2000JE001408|doi-access=free}}</ref>.

Вулканізм Іо відповідає за багато з його унікальних особливостей. Вулканічні викиди й потоки лави спричиняють значні зміни поверхні та забарвлюють її в різні тонкі відтінки жовтого, червоного, білого, чорного і зеленого, в основному завдяки [[Алотропія|алотропам]] і сполукам сірки. Численні великі лавові потоки, деякі з яких перевищують 500&nbsp;км в довжину, також позначають поверхню. Речовини, вироблені цим процесом вулканізму, складають тонку, неоднорідну атмосферу Іо, а також сильно впливають на природу і рівень [[Радіаційний фон|радіації]] у великій [[Магнітосфера Юпітера|магнітосфері Юпітера]]. Вулканічні викиди Іо також утворюють великий, інтенсивний плазмовий шар навколо Юпітера, створюючи несприятливе радіаційне середовище на супутнику та навколо нього; Іо отримує близько 3600 [[бер]]ів (36 [[Зіверт|Зв]]) іонізуючого випромінювання на добу<ref>{{cite web|url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt|title=2000 February 29, SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)|date=29 лютого 2000|archive-url=https://web.archive.org/web/20080725050708/http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt|archive-date=25 липня 2008|url-status=dead|work=CSUFresno.edu}}</ref>.

== Номенклатура ==
{{See also|Список областей Іо|Список вулканів Іо|Список гір Іо}}
[[Файл:Paris Bordone - Giove e Io - Kunstmuseum, Göteborg.jpg|left|200px|«[[Юпітер (міфологія)|Юпітер]] та [[Іо (міфологія)|Іо]]». Картина [[Паріс Бордоне|Паріса Бордоне]] (1550-і роки)]]
Хоча [[Симон Маріус|Симона Маріуса]] не було визнано першовідкривачем галілеєвих супутників, для них прийняли назви, які дав саме він. 1614 року вийшла публікація Маріуса ''Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici'', у якій він запропонував назви для найближчих супутників Юпітера, включаючи «Меркурій Юпітеріанський» або першу з «Юпітеріанських планет»<ref name="Marius">{{cite book |last=Marius |first=S. |authorlink=Симон Маріус |year=1614 |title=Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici |trans_title=The World of Jupiter discovered in the year 1609 by Means of a Belgian spy-glass |url=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1916Obs....39..367./0000367.000.html |accessdate=13 березня 2016 |archive-date=4 березня 2016 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160304083434/http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1916Obs....39..367./0000367.000.html }}</ref>. Він підтримав пропозицію [[Йоганн Кеплер|Йоганна Кеплера]], яку той зробив у жовтні 1613 року,&nbsp;— називати супутники цієї планети на честь коханок героя [[Давньогрецька міфологія|давньогрецької міфології]] [[Зевс]]а або його [[Римська міфологія|римського]] еквівалента [[Юпітер (міфологія)|Юпітера]]. Найближчого з внутрішніх великих місяців&nbsp;— Іо&nbsp;— він назвав на честь [[Іо (міфологія)|Іо]] з грецької міфології<ref name="Marius" /><ref name="Marius2">{{cite journal |last=Marius |first=S. |authorlink=Симон Маріус |year=1614 |title=Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici |url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html |journal= |accessdate=13 березня 2016 |archive-date=25 серпня 2011 |archive-url=https://www.webcitation.org/61Cw2wYz7?url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html }} (де він [http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html приписує пропозицію] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20200512010715/http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html |date=2020-05-12 }} Кеплеру)</ref>. Потім назви, які запропонував Маріус, були забуті й вийшли з ужитку аж до середини XX століття. У більш ранній літературі Іо називається за планетною приналежністю з додаванням римської цифри, наприклад, «{{nowrap|Юпітер I}}», або просто «перший супутник Юпітера».

Деталі рельєфу Іо [[Планетна номенклатура|названі]] на честь персонажів і місцевостей з міфу про Іо, а також на честь божеств вогню, вулканів, Сонця і грози з різних міфів, і на честь персонажів та місць із [[Данте Аліг'єрі|дантівського]] ''[[Божественна комедія|пекла]]'', що підходять для поверхні вулканічної природи<ref name="NameCategories">{{cite web|last=Blue|first=Jennifer|date=16 жовтня 2006|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append6.html|title=Categories for Naming Features on Planets and Satellites|publisher=USGS|accessdate=2007-06-14|archiveurl=https://www.webcitation.org/61CvxYaVi?url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Categories|archivedate=2011-08-25|deadurl=no}}</ref>. Відтоді як «[[Вояджер-1]]» досить докладно вивчив поверхню Іо, [[Міжнародний астрономічний союз]] затвердив назви 225 вулканів, гір, плато та областей з високим альбедо. Найменовані деталі рельєфу належать до таких типів: ''пате́ра'' ({{lang-la|patera}})&nbsp;— [[вулканічний кратер]] неправильної форми, ''{{Не перекладено|Потік (планетна номенклатура)|потік|ru|поток (планетная номенклатура)}}'' (''fluctus'')&nbsp;— лавовий потік, ''долина'' (''vallis'')&nbsp;— лавовий канал, ''еруптивний центр''&nbsp;— місцевість, де помітні перші ознаки виверження, ''гора'' (''mons''), ''[[столова гора]]'' (''mensa''), ''[[Tholus|купол]]'' (''tholus''), ''плато'' (''planum''), ''область'' (''regio'')<ref name="NameCategories" />. Прикладами названих структур є столова гора Пана, {{Не перекладено|патери Тваштара||ru|патеры Тваштара}} і область Колхіда<ref name="Featurenames">{{cite web|last=Blue|first=Jennifer|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/IO/target|title=Io Nomenclature Table of Contents|publisher=USGS|accessdate=2015-03-13|archiveurl=https://www.webcitation.org/61Cw008TO?url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/?system=Jupiter|archivedate=2011-08-25|deadurl=no}}</ref>.

== Спостереження ==
[[Файл:Galileo.arp.300pix.jpg|thumb|upright|left|[[Галілео Галілей]], першовідкривач Іо]]
Перше спостереження Іо провів [[Галілео Галілей]] 7 січня 1610 року. Він зміг побачити супутник за допомогою [[рефрактор]]а з 20-кратним збільшенням, якого сконструював у [[Падуанський університет|Падуанському університеті]]. Однак під час першого спостереження, через малу потужність телескопа, Галілей не зміг відокремити Іо від іншого супутника Юпітера&nbsp;— [[Європа (супутник)|Європи]]&nbsp;— і позначив їх як один об'єкт. Але вже наступного дня&nbsp;— 8 січня 1610 року&nbsp;— він побачив їх окремо (цю дату і визнає Міжнародний астрономічний союз днем відкриття Іо)<ref name="IAUMoonDiscoveries">{{cite web |last=Blue |first=Jennifer |date=9 листопада 2009 |url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html |title=Planet and Satellite Names and Discoverers |publisher=USGS |accessdate=2 грудня 2018 |archive-date=25 червня 2013 |archive-url=https://www.webcitation.org/6Hcxyy754?url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Planets }}</ref>. Відкриття Іо та інших [[Галілеєві супутники|галілеєвих супутників]] Галілео опублікував у роботі ''[[Sidereus Nuncius]]'' у березні 1610 року<ref name="IobookChap2">{{cite book |last=Cruikshank |first=D. P. |coauthors= and Nelson, R. M. |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |url=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/n24 5]–33 |chapter=A history of the exploration of Io }}</ref>. [[Симон Маріус]] у своїй праці ''Mundus Jovialis'', яку він опублікував 1614 року, стверджував, що спостерігав Іо та інші супутники Юпітера ще в 1609 році, за один тиждень до того, як їх відкрив Галілей. Той висловив сумніви в автентичності цих тверджень і відхилив заяву Маріуса як плагіат. Але перше зареєстроване спостереження Маріуса датоване 29 грудня 1609 року за [[Юліанський календар|юліанським календарем]], що відповідає 8 січня 1610 року за [[Григоріанський календар|григоріанським календарем]], яким користувався Галілей<ref name="GaliloProjectMarius">{{cite web|last=Van Helden|first=Albert|url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html|date=14|month=January|year=2004|title=The Galileo Project / Science / Simon Marius|publisher=Rice University|accessdate=2010-01-07|archiveurl=https://www.webcitation.org/61Cw2wYz7?url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html|archivedate=2011-08-25|deadurl=no}}</ref>. Оскільки Галілео першим опублікував роботу, то йому й приписують відкриття<ref name="JPLDiscovery">{{cite web|last=Baalke|first=Ron|url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/ganymede/discovery.html|title=Discovery of the Galilean Satellites|publisher=Jet Propulsion Laboratory|accessdate=2010-01-07|archiveurl=https://www.webcitation.org/61Cw3Se9O?url=http://solarsystem.nasa.gov/galileo/|archivedate=2011-08-25|deadurl=no}}</ref>.

Упродовж двох наступних століть на Іо не могли розрізнити жодних деталей: її бачили за допомогою астрономічних телескопів лише як цятку світла 5 величини. У XVII столітті Іо та інші Галілеєві супутники слугували для різних цілей: за їх допомогою моряки визначали [[Довгота|довготу]]<ref>{{cite web
 |author      = O'Connor, J. J.; Robertson, E. F.
 |month       = February
 |year        = 1997
 |url         = http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Longitude1.html
 |title       = Longitude and the Académie Royale
 |publisher   = University of St. Andrews
 |accessdate  = 2007-06-14
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/61Cw4Df9M?url=http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Longitude1.html
 |archivedate = 2011-08-25
 |deadurl     = no
}}</ref>, фізики перевіряли [[Закони Кеплера#Третій закон Кеплера|третій закон Кеплера про рух планет]], а також визначали час, який потрібен [[Швидкість світла|світлу, щоб подолати відстань]] між Юпітером і Землею<ref name="IobookChap2" />. На основі [[Ефемерида|ефемерид]], вимірювання яких провели такі астрономи як [[Джованні Доменіко Кассіні|Джованні Кассіні]] та інші, [[П'єр-Симон Лаплас]] створив математичну теорію, яка пояснює орбітальні резонанси Іо, [[Європа (супутник)|Європи]] і [[Ганімед (супутник)|Ганімеда]]<ref name="IobookChap2" />. Ці резонанси, як виявилося пізніше, справили величезний вплив на геологію цих трьох супутників.

Наприкінці XIX&nbsp;— на початку XX століть покращилася технологія створення телескопів і з'явилися телескопи з кращою [[Роздільна здатність (оптика)|роздільною здатністю]]. Це дозволило астрономам побачити великомасштабні деталі на поверхні Іо. У 1890-х роках [[Едвард Емерсон Барнард|Едвард Барнард]] став першим астрономом, який побачив відмінності у яскравості між екваторіальною і полярною областями Іо й правильно припустив, що вони виникають через відмінності кольору і [[альбедо]] цих областей, а не через те, що Іо має яйцеподібну форму (як це запропонував астроном [[Вільям Генрі Пікерінг|Вільям Пікерінг]]) або через те, що екваторіальна і полярна області є двома окремими об'єктами (як це спочатку запропонував Барнард)<ref name="Barnard1894">{{cite journal |last=Barnard |first=E. E. |authorlink=Едвард Емерсон Барнард|year=1894 |title=On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=54 |issue=3 |pages=134–136 |bibcode=1894MNRAS..54..134B }}
</ref><ref name="Dobbins">{{cite journal |last=Dobbins |first=T. |authorlink= |coauthors=and Sheehan, W. |year=2004 |title=The Story of Jupiter's Egg Moons |url=https://archive.org/details/sim_sky-and-telescope_2004-01_107_1/page/114 |journal=Sky & Telescope |volume=107 |issue=1 |pages=114–120 }}
</ref><ref name="Barnard1891">{{cite journal |last=Barnard |first=E. E. |authorlink=Едвард Емерсон Барнард |year=1891 |title=Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=51 |issue=9 |pages=543–556 |bibcode=1891MNRAS..51..543B }}
</ref>. Пізніші телескопічні спостереження за поверхнею Іо підтвердили відмінність між червонувато-коричневими полярними регіонами та жовто-білою екваторіальною стрічкою<ref name="Minton1973">{{cite journal |last=Minton |first=R. B. |year=1973 |title=The Red Polar Caps of Io |journal=Communications of the Lunar and Planetary Laboratory |volume=10 |pages=35–39 |bibcode=1973CoLPL..10...35M }}
</ref>.

Телескопічні спостереження Іо в середині XX століття почали наводити на думку про його надзвичайну незвичну природу. Спектрографічні спостереження показали, що, ймовірно, поверхня Іо позбавлена водяного льоду (на інших галілеєвих супутниках його знайдено в достатку)<ref name="Lee1972">{{cite journal |last=Lee |first=T. |year=1972 |title=Spectral Albedos of the Galilean Satellites |journal=Communications of the Lunar and Planetary Laboratory |volume=9 |issue=3 |pages=179–180 |bibcode=1972CoLPL...9..179L}}</ref>. Ті самі спостереження вказують на те, що на поверхні супутника переважають випари, які складаються з [[Сірка|сірки]] і солей [[Натрій|натрію]]<ref name="Fanale1974">{{cite journal |title=Io: A Surface Evaporite Deposit? |journal=[[Science (journal)|Science]] |last=Fanale |first=F. P. |coauthors=''et al.'' |pages=922–925 |volume=186 |issue=4167 |year=1974 |doi=10.1126/science.186.4167.922 |pmid=17730914 |bibcode=1974Sci...186..922F}}</ref>. Радіотелескопічні спостереження Іо показали її вплив на [[Магнітосфера Юпітера|магнітосферу Юпітера]], про що свідчать сплески на [[Короткі хвилі|декаметрових хвилях]], що відбуваються з періодом, який дорівнює [[Орбітальний період|орбітальному періоду]] супутника<ref name="Bigg1964">{{cite journal |last=Bigg |first=E. K. |year=1964 |title=Influence of the Satellite Io on Jupiter's Decametric Emission |journal=Nature |volume=203 |issue=4949 |pages=1008–1010 |url= |doi=10.1038/2031008a0 |bibcode = 1964Natur.203.1008B }}
</ref>.

14 травня 1971 року о 2:00 [[UTC]] відбулась важлива для науки подія, коли Іо покрила зорю [[Бета Скорпіона]]{{sfn|Силкин|1982|с=54}}<ref>{{cite journal |last=Bartholdi |first=P. |coauthors=Owen, F. |year=1972 |title=The Occultation of Beta Scorpii by Jupiter and Io. II. Io |journal=Astronomical Journal |volume=77 |pages=60–65 |bibcode = 1972AJ.....77...60B}}
</ref>, а це надзвичайно рідкісна для такої яскравої зорі подія. Це дозволило в 1972 році отримати дуже хорошу оцінку середнього радіуса Іо: 1818±5 км<ref>{{cite journal |last=O'Leary |first=Brian |coauthors=Van Flandern, Thomas C. |year=1972 |title=Io's Triaxial Figure |journal=Icarus |volume=17 |issue=1 |pages=209–215 |doi=10.1016/0019-1035(72)90057-7|bibcode = 1972Icar...17..209O }}
</ref>.

=== «Піонер» ===
Першими космічними апаратами, які наблизилися до Іо, були апарати-близнюки «[[Піонер-10]]» і «[[Піонер-11]]», що пролітали біля неї 3 грудня 1973 року і 2 грудня 1974 року відповідно<ref name="PioneerChap5">{{cite web|url=http://history.nasa.gov/SP-349/ch5.htm|title=First into the Outer Solar System|accessdate=2007-06-05|last=Fimmel|first=R. O.|coauthors=et al.|year=1977|month=|work=Pioneer Odyssey|publisher=NASA|pages=|language=|archiveurl=https://www.webcitation.org/61Cw4mwfm?url=http://history.nasa.gov/SP-349/ch5.htm|archivedate=2011-08-25|quote=|deadurl=no}}</ref>. Радіостеження за ними дозволило уточнити масу Іо. Ці дані, разом з даними про його розмір, показали, що Іо має найбільшу серед галілеєвих супутників щільність і складається з силікатних порід, а не водяної криги<ref name="Anderson1974">{{cite journal | last=Anderson |first=J. D. |coauthors=''et al.'' |title=Gravitational parameters of the Jupiter system from the Doppler tracking of Pioneer&nbsp;10 |journal=Science |volume=183 |issue= 4122|pages=322–323 |year=1974 |url= |doi =10.1126/science.183.4122.322 | pmid=17821098 |bibcode = 1974Sci...183..322A}}</ref>. За допомогою «Піонерів» вдалося також помітити тонкий шар атмосфери Іо та інтенсивний радіаційний пояс біля її орбіти. Камера на борту «Піонера-11» дала єдине добре зображення північної полярної області Іо<ref name="Pioneer11image">{{cite web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/io/pioio.html|title=''Pioneer&nbsp;11'' Images of Io|work=Galileo Home Page|accessdate=2007-04-21|archiveurl=https://www.webcitation.org/61Cw5W70D?url=http://solarsystem.nasa.gov/galileo/|archivedate=2011-08-25|deadurl=no}}</ref>. Детальні знімки мав зробити й «Піонер-10», але ці спостереження не вдалися через неправильну роботу апаратури за високої радіації<ref name="PioneerChap5" />.

=== «Вояджер» ===
[[Файл:Loki Patera Color Voyager.jpg|thumb|Мозаїка поверхні Іо, складена зі знімків, що їх зробив космічний апарат «[[Вояджер-1]]»]]
Польоти зондів-близнят «Вояджер-1» і «Вояджер-2» повз Іо в 1979 році, завдяки їхній більш досконалій системі зйомки, дали набагато детальніші зображення супутника. «Вояджер-1» пролітав повз супутник 5 березня 1979 на відстані 20 600 кілометрів<ref name="VoyagerDesc">{{cite web
 |url         = http://pds-rings.seti.org/voyager/mission/
 |title       = Voyager Mission Description
 |date        = 1997-02-19
 |work        = The Planetary Rings Node — Planetary Data System ([[Національне управління з аеронавтики і дослідження космічного простору|НАСА]])
 |publisher   = [[Інститут SETI]]
 |accessdate  = 2014-04-19
 |lang        = en
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/61Cw69Glf?url=http://pds-rings.seti.org/voyager/mission/
 |archivedate = 2011-08-25
 |deadurl     = no
}}</ref>. Зображення, здобуті під час цього прольоту, показали дивний різнокольоровий краєвид, позбавлений [[Метеоритний кратер|метеоритних кратерів]]<ref name="Smith1979">{{cite journal |title=The Jupiter system through the eyes of Voyager 1 |journal=Science |last=Smith |first=B. A. |coauthors=''et al.'' |pages=951–972 |volume=204 |issue= 4396|year=1979 |doi=10.1126/science.204.4396.951 |pmid=17800430 |bibcode=1979Sci...204..951S}}</ref>. На знімках з високою роздільною здатністю видно відносно молоду поверхню, поцятковану ямами дивної форми, горами вищими за Джомолунгму і речовиною, що нагадує потоки лави.

Невдовзі після прольоту «Вояджера-2» інженер навігації «Вояджера» [[Лінда А. Морабіто|Лінда Морабіто]] помітила шлейф, що виходить від поверхні, на одному із зображень<ref name="Morabito1979">{{cite journal | last=Morabito |first=L. A. |coauthors=''et al.'' |title=Discovery of currently active extraterrestrial volcanism |journal=Science |volume=204 |issue= 4396|page=972 |year=1979 |url= |doi=10.1126/science.204.4396.972 | pmid=17800432 |bibcode = 1979Sci...204..972M}}</ref>. Аналіз знімків з «Вояджера-1» показав наявність дев'яти таких шлейфів, що свідчить про значну вулканічну активність на Іо<ref name="Strom1979">{{cite journal |title=Volcanic eruption plumes on Io |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |last=Strom |first=R. G. |coauthors=''et al.'' |pages=733–736 |volume=280 |issue= 5725|year=1979 |doi=10.1038/280733a0|bibcode = 1979Natur.280..733S }}</ref>. Її передбачили у своїй роботі {{Не перекладено|Стентон Джерролд Піл|Стентон Піл|en|Stanton J. Peale}}, Патрік Кассен і Р.&nbsp;Т.&nbsp;Рейнольдс незадовго до отримання знімків з «Вояджера-1». Вони обчислили, що надра Іо повинні періодично істотно нагріватися через орбітальний резонанс Іо з Ганімедом і Європою<ref name="Peale1979a">{{cite journal |title=Melting of Io by Tidal Dissipation |journal=Science |last=Peale |first=S. J. |coauthors=''et al.'' |pages=892–894 |volume=203 |issue= 4383|year=1979 |doi=10.1126/science.203.4383.892 |pmid=17771724|bibcode = 1979Sci...203..892P}}</ref>. Дані, отримані від «Вояджера-1», показали, що на поверхні Іо переважає сірка і заморожений [[діоксид сірки]]. Вони переважають і в тонкому шарі атмосфери Іо і в торі плазми, зосередженої на його орбіті (це випливає також зі спостережень «Вояджера»)<ref name="Soderblom1980">{{cite journal | last=Soderblom |first=L. A. |coauthors=''et al.'' |title=Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results |journal=Geophys. Res. Lett. |volume=7 |issue= 11|pages=963–966 |year=1980 |url= |doi=10.1029/GL007i011p00963 |bibcode=1980GeoRL...7..963S}}</ref><ref name="Pearl1979">{{cite journal | last=Pearl |first=J. C. |coauthors=''et al.'' |title=Identification of gaseous SO<sub>2</sub> and new upper limits for other gases on Io |journal=Nature |volume=288 |issue= 5725|pages=757-758 |year=1979 |url= |doi=10.1038/280755a0 |bibcode = 1979Natur.280..755P}}</ref><ref name="Broadfoot1979">{{cite journal | last=Broadfoot |first=A. L. |coauthors=''et al.'' |title=Extreme ultraviolet observations from ''Voyager 1'' encounter with Jupiter |journal=Science |volume=204 |issue= 4396|pages=979–982 |year=1979 |url= |doi=10.1126/science.204.4396.979 | pmid=17800434 |bibcode = 1979Sci...204..979B}}</ref>.

«[[Вояджер-2]]» пройшов поблизу Іо на відстані 1 130 000 кілометрів 9 липня 1979 року. І хоча цей космічний апарат не підлітав до супутника настільки близько, як «[[Вояджер-1]]», з порівняння їх знімків вдалося виявити кілька змін на поверхні, що відбулися за чотири місяці між прольотами. Крім того, спостереження за Іо як за півмісяцем під час віддалення «Вояджера-2» від системи Юпітера показали, що сім з дев'яти шлейфів, що спостерігалися в березні, проявляли активність і в липні 1979 року і лише вулкан {{Не перекладено|Пеле (вулкан)|Пеле|ru|Пеле (вулкан)}} виглядав пасивно<ref name="Strom1982">{{cite book |last=Strom |first=R. G. |coauthors=Schneider, N. M. |editor=Morrison, D. |title=Satellites of Jupiter |year=1982 |publisher=University of Arizona Press |isbn=0-8165-0762-7 |pages=[https://archive.org/details/satellitesofjupi0000unse/page/598 598–633] |chapter=Volcanic eruptions on Io |url=https://archive.org/details/satellitesofjupi0000unse/page/598 }}</ref>.

=== «Галілео» ===
[[Файл:PIA01667-Io's Pele Hemisphere After Pillan Changes.jpg|thumb|Знімок «Галілео», на якому видно велику темну пляму, окреслену червоним кільцем, яке утворилось внаслідок сильного виверження патери Піллана 1997 року]]
Космічний апарат «[[Галілео (космічний апарат)|Галілео]]» досяг Юпітера в 1995 році (через шість років після старту з Землі). Його метою було продовження та уточнення досліджень двох «Вояджерів» і наземних спостережень минулих років. Перебування Іо в межах одного з найбільш інтенсивних радіаційних поясів Юпітера виключило можливість тривалих близьких досліджень, але «Галілео» досить близько пролетів поруч з Іо перш ніж вийти на орбіту, потрібну для виконання свого основного завдання&nbsp;— дворічного докладного вивчення системи Юпітера. І хоча під час цього прольоту, що відбувся 7 грудня 1995, не було зроблено жодного знімка, він приніс значні результати: відкриття в Іо залізного ядра, подібного до ядра кам'янистих планет Сонячної системи<ref name="Anderson1996">{{cite journal | last=Anderson |first=J. D. |coauthors=''et al.'' |title=Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io |journal=Science |volume=272 |issue= 5262|pages=709–712 |year=1996 |url= |doi=10.1126/science.272.5262.709 | pmid=8662566 |bibcode = 1996Sci...272..709A }}</ref>.

Попри нестачу знімків зблизька і механічні несправності, які дуже обмежили обсяг отриманих даних, «Галілео» в ході основної місії зробив кілька суттєвих відкриттів. Він був свідком великого виверження патери Піллана й зміг підтвердити, що викиди вулканів складаються з силікатної магми, багатої на [[магній]] і яка має [[Основні гірські породи|осн́овний]] і [[Ультраосновні гірські породи|ультраосн́овний]] склад<ref name="Mcewen1998b">{{cite journal |title=High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io |journal=Science |last=McEwen |first=A. S. |coauthors=''et al.'' |pages=87–90 |volume=281 |issue= 5373|year=1998 |doi=10.1126/science.281.5373.87 |pmid=9651251|bibcode = 1998Sci...281...87M}}</ref>. Віддалена зйомка Іо велася практично на кожному обороті «Галілео» під час його основної місії. Це дозволило побачити багато активних вулканів (завдяки тепловому випромінюванню магми в процесі охолодження і вулканічним шлейфам), численні гори з різноманітною морфологією і деякі зміни поверхні в проміжку між спостереженнями «Вояджер» і «Галілео», а також в проміжку між оборотами «Галілео»<ref name="IobookChap3">{{cite book |last=Perry |first=J.; et al. |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |url=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/n54 35]–59 |chapter=A Summary of the Galileo mission and its observations of Io}}</ref>. Із 35 обертів «Галілео» навколо [[Юпітер (планета)|Юпітера]] 7 були спроєктовані з метою вивчення Іо (максимальне зближення, 102&nbsp;км, відбулося 17 січня 2002 року).

Місію Галілео двічі продовжували&nbsp;— у 1997 і 2000 роках. Під час цих продовжених місій космічний апарат пролетів повз Іо тричі наприкінці 1999&nbsp;— на початку 2000 року і тричі наприкінці 2001&nbsp;— на початку 2002 року. Спостереження під час цих прольотів показали геологічні процеси, що відбуваються у вулканах і горах Іо, виключили присутність магнітного поля і продемонстрували масштаби вулканічної активності<ref name="IobookChap3" />. У грудні 2000 року космічний корабель «[[Кассіні — Гюйгенс|Кассіні]]» пройшов неподалік від системи Юпітера на шляху до [[Сатурн (планета)|Сатурна]] і робив спостереження спільно з «Галілео». Тоді вдалося виявити новий шлейф на [[Патери Тваштара|патерах Тваштара]] і краще зрозуміти сяйво Іо<ref name="Porco2003">{{cite journal | last=Porco |first=C. C. |authorlink=Carolyn Porco |coauthors=''et al.'' |title=Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings |journal=Science |volume=299 |issue= 5612|pages=1541–1547 |year=2003 |url= |doi=10.1126/science.1079462 | pmid=12624258 |bibcode = 2003Sci...299.1541P}}</ref>. Крім того, «[[Кассіні (космічний апарат)|Кассіні]]» добув нові дані про плазмовий тор, який формує Іо, за допомогою свого чутливого [[Ультрафіолетове випромінювання|ультрафіолетового]] [[спектрометр]]а. Тор складається з іонізованих атомів і молекул сірки з домішкою інших речовин. Меридіональний перетин тора має форму еліпса зі співвимірними осями<ref>{{cite web|url=http://galspace.spb.ru/news/index.php?newsid=1160256603|title=Чому планети земної групи не мають кілець?|last=Холшевников|first=Костянтин Владиславович|publisher=Соросовський журнал|accessdate=2010-12-29|archiveurl=https://www.webcitation.org/619PgSAwB?url=http://galspace.spb.ru/news/index.php?newsid=1160256603|archivedate=2011-08-23|deadurl=no}}{{ref-ru}}</ref>.

=== Наступні спостереження ===
[[Файл:Iosurface.jpg|thumb|300px|Зміни поверхні Іо між вивченням її космічними апаратами «Галілео» і «Нові горизонти»]]
Після того, як 21 вересня 2003 року місія «Галілео» завершилась і апарат згорів у атмосфері Юпітера, спостереження за Іо велися лише за допомогою наземних і космічних телескопів. Зокрема, можна виділити знімки, зроблені за допомогою [[Адаптивна оптика|адаптивної оптики]] в [[Обсерваторія ім. В.М. Кека|обсерваторії Кека]] на [[Гаваї (острів)|Гаваях]] і знімки телескопа Хаббл, що дозволяють вченим стежити за активними на Іо вулканами навіть без допомоги космічних апаратів у системі Юпітера<ref name="Marchis2005">{{cite journal | last=Marchis |first=F. |coauthors=''et al.'' |title=Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5 μm |journal=Icarus |volume=176 |issue= 1|pages=96–122 |year=2005 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2004.12.014 |bibcode=2005Icar..176...96M}}</ref><ref name="SpencerBlog02232007">{{cite web|url=http://planetary.org/blog/article/00000874/|title=Here We Go!|accessdate=2007-06-03|last=Spencer|first=John|coauthors=|date=2007-02-23|year=|month=|work=|publisher=|pages=|language=|archiveurl=https://www.webcitation.org/61Cw6cbOR?url=http://planetary.org/blog/article/00000874/|archivedate=2011-08-25|quote=|deadurl=no}}</ref>.

Космічний корабель «[[New Horizons]]» на шляху до [[Плутон (планета)|Плутона]] і [[Пояс Койпера|поясу Койпера]] пролітав повз систему Юпітера, в тому числі Іо, 28 лютого 2007 року. Під час прольоту зроблено безліч віддалених спостережень за Іо. Серед них знімки великого шлейфу на вулкані Тваштара, які, разом із спостереженнями за шлейфом вулкана Пеле в 1979 році, дали можливість вести перші детальні спостереження за вулканічним шлейфом найбільшого класу на Іо<ref name="Spencer2007">{{cite journal |title=Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano |journal=Science |last=Spencer |first=J. R. |coauthors=''et al.'' |pages=240–243 |volume=318 |issue= 5848|year=2007 |doi=10.1126/science.1147621 |pmid=17932290|bibcode = 2007Sci...318..240S}}</ref>. Космічний апарат «New Horizons» також зумів зробити знімок вулкана поблизу патери Гірру на ранніх стадіях виверження і кілька вивержень вулканів, які відбулися від часу завершення місії «Галілео»<ref name="Spencer2007" />.

Нині для вивчення системи Юпітера заплановано дві місії. Апарат «[[Юнона (космічний апарат)|Юнона]]», який 5 серпня 2011 року запустило [[Національне управління з аеронавтики і дослідження космічного простору|НАСА]]<ref name="zapusk">[http://www.rosbalt.ru/main/2011/08/05/876619.html NASA запустило міжпланетну станцію до Юпітера.] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110810004557/http://www.rosbalt.ru/main/2011/08/05/876619.html |date=10 серпня 2011 }}{{ref-ru}}</ref>, має обмежені можливості зйомки, але може забезпечити моніторинг вулканічної діяльності Іо своїм ближнім інфрачервоним спектрометром JIRAM. Запланована дата виходу «Юнони» на потрібну орбіту&nbsp;— серпень 2016 року<ref name="zapusk" />. Спільна (NASA/[[Європейське космічне агентство|ESA]]/[[Роскосмос]]) космічна програма «[[Europa Jupiter System Mission – Laplace|Europa Jupiter System Mission]]», схвалена в лютому 2009 року, намічена на 2020 рік. Кількість апаратів, які будуть запущені, варіює від двох до чотирьох: «[[Jupiter Europa Orbiter]]» (NASA), «[[Jupiter Ganymede Orbiter]]» (ESA)<ref name="EJSMJSR">{{cite web|url=http://opfm.jpl.nasa.gov/files/EJSM%20Summary%20Report%20Final%20for%20Print_090120_rk.pdf|format=PDF|title=Europa Jupiter System Mission Joint Summary Report|accessdate=2009-01-21|last=Joint Jupiter Science Definition Team|first=|coauthors=NASA/ESA Study Team|date=16 січня 2009|year=|month=|work=|publisher=NASA/ESA|pages=|language=|archiveurl=https://www.webcitation.org/61Cw7DGie?url=http://opfm.jpl.nasa.gov/files/EJSM%20Summary%20Report%20Final%20for%20Print_090120_rk.pdf|archivedate=2011-08-25|quote=|deadurl=yes}}</ref>, «[[Jupiter Magnetospheric Orbiter]]» (JAXA) і «[[Jupiter Europa Lander]]» (Роскосмос). Дослідження Іо входить у плани лише у «Jupiter Europa Orbiter», який зробить чотири прольоти біля Іо у 2025 і 2026 роках до входу на орбіту навколо [[Європа (супутник)|Європи]]. Внесок ESA в цю місію все ще зіштовхується з конкуренцією за фінансування з боку інших його космічних проєктів<ref>{{cite web|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41177|title=Cosmic Vision 2015–2025 Proposals|date=2007-07-21|publisher=ESA|accessdate=2009-02-20|archiveurl=https://www.webcitation.org/61Cw7wZd4?url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41177|archivedate=2011-08-25|deadurl=no}}</ref>. На додаток до цих місій, які вже схвалило НАСА, запропоновано ще кілька більш спеціалізованих місій. Одна місія, яка має назву «Спостерігач вулканів Іо» («Io Volcano Observer»), повинна була б розпочатися у 2015 році як місія класу Discovery і включала б кілька прольотів повз Іо, однак нині вона залишається на стадії розробки<ref name="McEwenIVO">{{cite conference |title=Io Volcano Observer (IVO) |booktitle=Io Workshop 2008 |location=[[Berkeley, California]] |last=McEwen |first=A. S. |coauthors=the IVO Team |year=2008 |id= |url=http://pirlwww.lpl.arizona.edu/%7Eperry/IVO-Berkeley.pdf |format=PDF |accessdate=14 березня 2016 |archive-date=26 березня 2009 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090326074555/http://pirlwww.lpl.arizona.edu/%7Eperry/IVO-Berkeley.pdf }}</ref>.

== Орбіта й обертання ==
[[Файл:Galilean moon Laplace resonance animation uk.gif|thumb|365px|right|Анімація, що демонструє Лапласів резонанс Іо з [[Європа (супутник)|Європою]] і [[Ганімед (супутник)|Ганімедом]]]]
Орбіта Іо розташована на відстані {{nobr|421 700 км}} від центру Юпітера і за {{nobr|350 000 км}} від верхнього шару його хмар. Іо&nbsp;— п'ятий за віддаленістю від Юпітера [[Супутники Юпітера|його супутник]] і найближчий з [[Галілеєві супутники|галілеєвих супутників]]. Його орбіта пролягає між [[Теба (супутник)|Тебою]] і [[Європа (супутник)|Європою]]. Йому потрібно 42,5 години, щоб зробити повний оберт навколо Юпітера (це достатньо швидко, щоб його рух був помітний за одну ніч спостережень). Іо перебуває в орбітальному резонансі 2:1 з Європою і 4:1 з [[Ганімед (супутник)|Ганімедом]], тобто встигає обернутися навколо Юпітера двічі за час одного оберту Європи, і 4 рази&nbsp;— за час одного оберту Ганімеда. Такий резонанс підтримує ексцентриситет орбіти Іо (0,0041), який, своєю чергою, є основною причиною небувалої геоактивності супутника (див. розділ «[[#припливний розігрів|припливний розігрів]]» для детальнішого пояснення)<ref name="Peale1979a" />. Без такого резонансу орбіта Іо закруглилась би через [[припливне прискорення]], і, супутник не був настільки геологічно активний.

Як і інші Галілеєві супутники, а також земний Місяць, Іо&nbsp;— [[Синхронне обертання|синхронний супутник]]: одна з його півкуль завжди звернена до Юпітера. На цьому ґрунтується система визначення довгот на Іо. [[Нульовий меридіан]] перетинає екватор у суб'юпітеріальній (найближчій до Юпітера) точці. Півкуля, що завжди обернена в бік Юпітера, називається суб'юпітеральною, тоді як протилежна їй півкуля&nbsp;— антиюпітеріальною. Півкуля, що спрямована в бік руху супутника по орбіті, називається ведучою, а протилежна&nbsp;— веденою<ref name="Lopes2005">{{cite journal |title=Io after ''Galileo'' |journal=[[Reports on Progress in Physics]] |last=Lopes |first=R. M. C. |coauthors=D. A. Williams |pages=303–340 |volume=68 |issue= 2|year=2005 |doi=10.1088/0034-4885/68/2/R02|bibcode = 2005RPPh...68..303L}}</ref>.

== Взаємодія з магнітосферою Юпітера ==
[[Файл:Jupiter magnetosphere schematic.jpg|thumb|300px|Схема магнітосфери Юпітера і впливу Іо (біля центру зображення): плазмовий тор (червоне), нейтральна хмара (жовте), потокова трубка (зелене) і лінії магнітного поля (блакитне)<ref name="SpencerGraphic">{{cite web|url=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/digipics.html|title=John Spencer's Astronomical Visualizations|accessdate=2007-05-25|last=Spencer|first=J.|coauthors=|date=|year=|month=|work=|publisher=|pages=|language=|archiveurl=https://www.webcitation.org/61Cw8PNUC?url=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/digipics.html|archivedate=2011-08-25|quote=|deadurl=no}}</ref>]]
Іо відіграє важливу роль у формуванні [[Магнітосфера Юпітера|магнітного поля Юпітера]]. Магнітосфера Юпітера вбирає в себе гази і пил з тонкої атмосфери Іо зі швидкістю 1 [[тонна]] на секунду<ref name="IobookChap11">{{cite book |last=Schneider |first=N. M. |coauthors=Bagenal, F. |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |url=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/n279 265]–286 |chapter=Io's neutral clouds, plasma torus, and magnetospheric interactions}}</ref>. Ця матерія переважно складається з [[йон]]ізованих та атомарних сірки, кисню і хлору; атомарних натрію і калію; молекулярних діоксиду сірки та сірки; а також пилу [[Хлорид натрію|хлориду натрію]]<ref name="IobookChap11" /><ref name="Postberg2006">{{cite journal | last=Postberg |first=F. |coauthors=''et al.'' |title=Composition of jovian dust stream particles |journal=Icarus |volume=183 |issue= 1|pages=122–134 |year=2006 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2006.02.001 |bibcode=2006Icar..183..122P}}</ref>. Вони викидаються вулканами Іо, потрапляють в його атмосферу, а далі&nbsp;— в магнітосферу Юпітера, або іноді в міжпланетний простір. Вся ця матерія, залежно від її складу і ступеня іонізації, опиняється в різних нейтральних (неіонізованих) хмарах і радіаційних поясах юпітеріанської [[Магнітосфера|магнітосфери]], а іноді й полишає межі системи Юпітера.

Іо оточений хмарою з нейтральних атомів сірки, кисню, натрію і калію, яка тягнеться приблизно на шість його радіусів від поверхні. Ці частинки приходять з верхніх шарів атмосфери супутника. Вони збуджуються через зіткнення з частинками [[Плазма (агрегатний стан)|плазмового]] [[Тор (геометрія)|тора]] (як обговорено нижче) та інших процесів у [[Сфера Гілла|сфері Гілла]] Іо, тобто в області де його тяжіння переважає над юпітеріанським. Частина всієї цієї матерії залишає атмосферу і виходить на орбіту навколо Юпітера. Упродовж 20 годин ці частинки залишають сферу Хілла Іо і формують бананоподібну нейтральну хмару, яке може поширюватися на відстань до 6 юпітеріанських радіусів від Іо&nbsp;— або всередині орбіти Іо і перед супутником, або поза орбітою Іо і позаду супутника<ref name="IobookChap11" />.
Зіткнення, які збуджують частки, також іноді постачають електронами іони натрію в плазмовому торі, і утворені нейтральні атоми вилітають з тора. Однак ці частки все ще зберігають свою швидкість 70 км/с (тоді як орбітальна швидкість Іо&nbsp;— 17 км/с) і формують струмені речовини позаду Іо<ref name="Burger1999">{{cite journal | last=Burger |first=M. H. |coauthors=''et al.'' |title=Galileo's close-up view of Io sodium jet |journal=Geophys. Res. Let. |volume=26 |issue=22 |pages=3333–3336 |year=1999 |url= |doi=10.1029/1999GL003654 |bibcode=1999GeoRL..26.3333B}}</ref>.

Орбіта Іо проходить у межах поясу сильної радіації, відомого як плазмовий тор Іо. Це [[Пончик|пундикоподібне]] кільце складається з іонізованої сірки, кисню, натрію і хлору. Плазма в ньому утворюється з нейтральних атомів «хмари», що оточує Іо, які іонізуються і захоплюються магнітосферою Юпітера<ref name="IobookChap11" />. На відміну від частинок нейтральної хмари, ці частинки обертаються навколо Юпітера разом з його магнітосферою зі швидкістю 74 км/с. Як і решта магнітосфери Юпітера, плазмовий тор нахилений до екватора Юпітера (і до орбітальної площини Іо). Це означає, що Іо перебуває то вище, то нижче ядра тора. Як зазначено вище, вищі швидкість і енергія цих іонів частково відповідальні за витік нейтральних атомів і молекул з атмосфери Іо і більш протяжної нейтральної хмари. Тор складається з трьох частин: зовнішнього «теплого» тора, який розташований одразу за орбітою Іо; вертикально-широкого регіону, відомого як «стрічка», який складається з нейтральної області-джерела, а також охолодженої плазми, розташованої в районі орбіти Іо; а також внутрішньої частини, «холодного» тора, що складається з частинок, які повільно по спіралі рухаються до Юпітера<ref name="IobookChap11" />. Після приблизно 40-денного перебування в «теплому торі» частинки його залишають. Частково вони відповідальні за надзвичайно велику магнітосферу Юпітера<ref name="Krimigis2002">{{cite journal | last=Krimigis |first=S. M. |coauthors=''et al.'' |title=A nebula of gases from Io surrounding Jupiter |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=415 |issue= 6875|pages=994–996 |year=2002 |url= |doi=10.1038/415994a | pmid=11875559 }}</ref>. Частинки з Іо були виявлені датчиками КА «Нові Горизонти» за варіаціями магнітосферної плазми дуже далеко від супутника (у хвості магнітосфери). Щоб вивчати подібні зміни всередині плазмового тора, дослідники вимірюють його [[ультрафіолетове випромінювання]]. Хоча такі зміни остаточно не ув'язані зі змінами у вулканічній активності Іо (основного джерела матерії в плазмовому торі), такий зв'язок встановлено для нейтральної хмари натрію<ref name="Mendillo2004">{{cite journal | last=Medillo |first=M. |coauthors=''et al.'' |title=Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds |journal=Icarus |volume=170 |issue= 2|pages=430–442 |year=2004 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2004.03.009 |bibcode=2004Icar..170..430M}}</ref>.

Наближаючись до Юпітера в 1992 році, КА «[[Улісс (космічний апарат)|Улісс]]» зафіксував потік пилоподібних частинок, спрямований із системи Юпітера<ref name="Grun1993">{{cite journal | last=Grün |first=E. |coauthors=''et al.'' |title=Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft |journal=Nature |volume=362 |issue= 6419|pages=428–430 |year=1993 |url= |doi=10.1038/362428a0 |bibcode = 1993Natur.362..428G }}</ref>. Пил в цих потоках віддаляється від Юпітера на швидкостях у кілька сотень кілометрів на секунду, має розмір близько 10 [[мікрометр|μm]] і складається переважно з хлориду натрію<ref name="Postberg2006" /><ref name="Zook1996">{{cite journal | last=Zook |first=H. A. |coauthors=''et al.'' |title=Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories |journal=Science |volume=274 |issue=5292 |pages=1501–1503 |year=1996 |url= |doi=10.1126/science.274.5292.1501 | pmid=8929405 |bibcode = 1996Sci...274.1501Z}}</ref>. Дослідження пилу, які провів «Галілео», виявили, що пилові потоки походять з поверхні Іо, але точний механізм їх формування невідомий: вони можуть бути результатом вулканічної активності або зіткнень з поверхнею Іо<ref name="Grun1996">{{cite journal | last=Grün |first=E. |coauthors=''et al.'' |title=Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter |journal=Science |volume=274 |issue= 5286|pages=399–401 |year=1996 |url= |doi=10.1126/science.274.5286.399 |bibcode = 1996Sci...274..399G}}</ref>.

Лінії магнітного поля Юпітера, які перетинають Іо, з'єднують атмосферу Іо і нейтральну хмару з верхніми шарами полярної атмосфери Юпітера електричним струмом, відомим як потокова трубка Іо<ref name="IobookChap11" />. Цей струм спричиняє полярні сяйва в юпітеріанській атмосфері, які мають назву «слід Іо», а також сяйва в атмосфері Іо. Частинки, що йдуть по цій трубці, роблять полярні області Юпітера темними у видимому діапазоні світла. Місце перебування Іо та її «сліду» в атмосфері Юпітера відносно Землі та Юпітера сильно впливає на інтенсивність спостережуваного радіовипромінювання Юпітера: воно сильно збільшується коли Іо перебуває в зоні видимості<ref name="Bigg1964" /><ref name="IobookChap11" />. КА «Юнона», який стартував до Юпітера 5 серпня 2011 року і прибуде до нього в липні 2016, повинен пролити світло на взаємодію між Іо і магнітосферою Юпітера. Лінії юпітеріанського магнітного поля, що проходять крізь іоносферу Іо, генерують електричні струми, які створюють магнітне поле в надрах Іо. Вважають, що індуковане магнітне поле Іо генерується в частково розплавленій силікатній магмі за 50 кілометрів під поверхнею супутника<ref name="KerrInducedField">{{cite journal| last=Kerr |first=R. A. |title=Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io |journal=Science |volume=327 |issue=5964 |pages=408–409 |year=2010 |url= |doi=10.1126/science.327.5964.408-b| pmid=20093451}}</ref>. Подібні індуковані магнітні поля «Галілео» виявив на інших галілеєвих супутниках, де вони генеруються ймовірно підповерхневими водними океанами.

== Склад ==

=== Внутрішня структура ===
[[Файл:PIA01129 Interior of Io.jpg|thumb|Модель можливої внутрішньої будови Іо з ядром, що складається з заліза або сульфіду заліза (виділено сірим кольором), силікатною корою (виділено коричневим) і частково розплавленою силікатною мантією між ними (виділено помаранчевим)]]
Іо, що складається переважно з силікатних порід і [[Залізо|заліза]], ближче за складом до планет земної групи, ніж до інших супутників у зовнішній частині Сонячної системи (які складаються головним чином з водяного льоду і силікатів). Щільність Іо дорівнює 3,5275 г/см<sup>3</sup>, що більше, ніж в інших галілеєвих супутників (і навіть ніж у Місяця), і це ставить Іо на перше місце за щільністю серед супутників у [[Сонячна система|Сонячній системі]]<ref name="Schubert2004">{{cite book |last=Schubert |first=J. et al. |editor=F. Bagenal ''et al.'' |title=Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere |url=https://archive.org/details/isbn_9780521818087 |year=2004 |publisher=Cambridge University Press |pages=[https://archive.org/details/isbn_9780521818087/page/281 281]–306 |isbn=978-0-521-81808-7 |chapter=Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites.}}</ref>. Моделі, які складені за виміряними «Вояджерами» і «Галілео» масою, радіусом і коефіцієнтами гравітаційного [[Квадрупольний момент|квадруполя]] (числа, що описують розподіл маси в межах об'єкта), вказують на те, що Іо розшарована на [[Ядро планети|ядро]] із заліза або сульфіду заліза і [[Кора (геологія)|кору]] з мантією, які багаті на силікати<ref name="Anderson1996" />. Металеве ядро становить приблизно 20&nbsp;% маси Іо<ref name="Anderson2001">{{cite journal | last=Anderson |first=J. D. |coauthors=''et al.'' |title=Io's gravity field and interior structure |journal=J. Geophys. Res. |volume=106 |issue= E12|pages=32963–32969 |year=2001 |url= |doi=10.1029/2000JE001367 |bibcode=2001JGR...10632963A}}</ref>. Радіус ядра залежить від вмісту сірки: якщо воно складається з чистого заліза, його радіус перебуває в межах від 350 до 650&nbsp;км, а якщо воно складається зі сполук заліза і сірки&nbsp;— в межах від 550 до 900&nbsp;км. [[Магнітометр]] «Галілео» не виявив у Іо власного магнітного поля, а це вказує на те, що в її залізному ядрі немає [[Конвекція|конвекції]]<ref name="Kivelson2001">{{cite journal | last=Kivelson |first=M. G. |coauthors=''et al.'' |title=Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000 |journal=J. Geophys. Res. |volume=106 |issue=A11 |pages=26121–26135 |year=2001 |url= |doi=10.1029/2000JA002510 |bibcode=2001JGR...10626121K}}</ref>.

Моделювання внутрішнього складу Іо показує, що мантія складається принаймні на 75&nbsp;% з багатого на магній мінералу [[форстерит]]у, а її склад подібний до складу метеоритів L-[[Хондрити|хондритів]] і LL-хондритів. Відношення концентрацій заліза і кремнію там вище, ніж на [[Місяць (супутник)|Місяці]] або [[Земля|Землі]], але нижче, ніж на [[Марс (планета)|Марсі]]<ref name="Sohl2002">{{cite journal | last=Sohl |first=F. |coauthors=''et al.'' |title=Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites |journal=Icarus |volume=157 |issue= 1|pages=104–119 |year=2002 |url= |doi=10.1006/icar.2002.6828 |bibcode=2002Icar..157..104S}}</ref><ref name="Kuskov2001">{{cite journal | last=Kuskov |first=O. L. |coauthors=V. A. Kronrod |title=Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites |journal=Icarus |volume=151 |issue= 2|pages=204–227 |year=2001 |url= |doi=10.1006/icar.2001.6611 |bibcode=2001Icar..151..204K}}</ref>. Підтримка теплового потоку, що спостерігається на Іо, вимагає, щоб 10-20&nbsp;% мантії були в розплавленому вигляді, хоча в областях, де наявний високотемпературний вулканізм, частка розплавленої речовини може бути більшою<ref name="IobookChap5">{{cite book |last=Moore |first=W. B. et al. |editor=R. M. C. Lopes and J. R. Spencer |title=Io after Galileo |url=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |pages=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/n106 89]–108 |isbn=3-540-34681-3 |chapter=The Interior of Io.}}</ref>. Однак повторний аналіз даних магнітометра «Галілео» у 2009 році показав наявність на Іо індукованого магнітного поля, для якого потрібен океан магми на глибині 50 км<ref name="KerrInducedField" />. Наступне дослідження, опубліковане 2011 року, надало прямі докази існування такого океану<ref>{{cite news|title=NASA's Galileo Reveals Magma 'Ocean' Beneath Surface of Jupiter's Moon|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2011/05/110512150723.htm|date=12 травня 2011|publisher=Science Daily|accessdate=14 березня 2016|archive-date=7 березня 2016|archive-url=https://web.archive.org/web/20160307091545/https://www.sciencedaily.com/releases/2011/05/110512150723.htm}}</ref>. Товщину цього шару оцінюють у 50&nbsp;км, і він становить близько 10&nbsp;% мантії Іо. Температура там досягає приблизно 1 200&nbsp;°C. Невідомо, чи сумісне це 10-20-відсоткове плавлення з умовою значної кількості розплавлених силікатів у цьому ймовірному океані магми<ref name="PerryInducedMagmaOcean">{{cite web|last=Perry|first=J.|title=Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean|date=21 січня 2010|accessdate=2010-01-22|url=http://gishbar.blogspot.com/2010/01/science-discovery-of-ios-induced.html|work=The Gish Bar Times|archiveurl=https://www.webcitation.org/65CgjOBKK?url=http://www.gishbartimes.org/2010/01/science-discovery-of-ios-induced.html|archivedate=2012-02-04|deadurl=no}}</ref>. Товщина утвореної інтенсивним вулканізмом літосфери Іо, що складається з [[базальт]]у та сірки, становить не менш як 12 кілометрів і, ймовірно, не більш ніж 40 кілометрів<ref name="Anderson2001" /><ref name="Jaeger2003">{{cite journal | last=Jaeger |first=W. L. |coauthors=''et al.'' |title=Orogenic tectonism on Io |journal=J. Geophys. Res. |volume=108 |issue= E8| pages=12–1|year=2003 |url= |doi=10.1029/2002JE001946 |bibcode=2003JGRE..108.5093J}}</ref>.

=== Припливний розігрів ===
Найбільш імовірним джерелом внутрішнього тепла Іо (на відміну від Землі й Місяця) вважають [[Припливні сили|припливний розігрів]] надр супутника<ref name="astronet">{{cite web|title=Сонячна система. Вулканізм на тілах Сонячної системи|publisher=Соросівська Енциклопедія, Глосарій Astronet.ru|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1210265?text_comp=gloss_graph.msn|archiveurl=https://www.webcitation.org/65CgkIYLN?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1210265?text_comp=gloss_graph.msn|archivedate=2012-02-04|accessdate=2016-03-15|deadurl=no}}{{ref-ru}}</ref> в результаті орбітальних резонансів Іо з Європою і Ганімедом<ref name="Peale1979a" />, а не [[радіоактивний розпад]]. Такий розігрів залежить від відстані між Іо і Юпітером, ексцентриситету його орбіти, складу і фізичних характеристик його надр<ref name="IobookChap5" />. [[Орбітальний резонанс]] з Європою і Ганімедом підтримує ексцентриситет Іо і запобігає округленню орбіти Іо, яке інакше відбувалося б через дисипацію припливної енергії. Орбітальний резонанс підтримує і поточний радіус орбіти Іо (інакше припливи на Юпітері змушували б Іо повільно віддалятися від нього)<ref name="Yoder1979">{{cite journal | last=Yoder |first=C. F. |coauthors=''et al.'' |title=How tidal heating in Io drives the Galilean orbital resonance locks |journal=Nature |volume=279 |issue= 5716|pages=767–770 |year=1979 |url= |doi=10.1038/279767a0 |bibcode = 1979Natur.279..767Y}}</ref>. Зміна висоти припливного горба Іо між [[Апсиди|перицентром та апоцентром]] може досягати 100 метрів. Тертя при цих переміщеннях створює в надрах Іо припливний розігрів, а він підтримує в розплавленому стані істотну частину мантії і ядра супутника. Це уможливлює вулканічну активність<ref name="astronet" />. Припливний розігрів дає приблизно у 200 разів більше тепла, ніж [[радіоактивний розпад]]<ref name="book">{{cite book |title=Encyclopedia of the Solar System |chapter=Io: The Volcanic Moon |author=Rosaly MC Lopes |publisher=Academic Press |date=2006 |editor1=Lucy-Ann McFadden |editor2=Paul R. Weissman |editor3=Torrence V. Johnson |pages=419–431 |isbn=978-0-12-088589-3}}</ref>. Оцінки, зроблені на основі вимірів [[Теплообмін|теплового потоку]] з «гарячих» областей Іо, показали, що потужність припливного розігріву може досягати 0,6&nbsp;— 1,6×10<sup>8</sup> [[Ват|МВт]], що на два порядки перевищує сумарну потужність, яку споживає людство (2×10<sup>6</sup> [[Ват|МВт]]). Моделі орбіти Іо показують, що потужність припливного розігріву надр Іо змінюється з часом, і поточний тепловий потік не репрезентативний для довгострокової перспективи<ref name="IobookChap5" />.

=== Поверхня ===
{{панорама|Io from Galileo and Voyager missions RUS.jpg|1000px|Мапа поверхні Іо}}
За аналогією з давньою поверхнею Місяця, Марса і Меркурія вчені очікували побачити на перших зображеннях Іо, які зробив «Вояджер-1», численні [[Метеоритний кратер|метеоритні кратери]] (а їх концентрація дозволила б оцінити вік поверхні). Але вони були дуже здивовані, виявивши, що метеоритних кратерів там майже немає. Замість них видно гладкі рівнини, всіяні високими горами, потоками лави і ямами різних форм і розмірів<ref name="Smith1979" />. На відміну від більшості інших космічних об'єктів, поверхня Іо покрита безліччю різнокольорових речовин, здебільшого модифікаціями і сполуками сірки<ref name="Britt2000">{{cite news | last=Britt | first=Robert Roy | title=Pizza Pie in the Sky: Understanding Io's Riot of Color | publisher=[[Space.com]] | date=March 16, 2000 | url=http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/galileo_io_volcanoes_000316.html | accessdate=2007-07-25 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20001215234600/http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/galileo_io_volcanoes_000316.html | archivedate=2000-12-15 | deadlink=404 | deadurl=no }}</ref>. Мала кількість метеоритних кратерів показує, що поверхня Іо, як і поверхня Землі, геологічно молода. Кратери на Іо швидко покриваються вулканічними викидами. Ці висновки були підтверджені щонайменше дев'ятьма активними вулканами, що спостерігалися «Вояджером-1»<ref name="Strom1979" />.

Окрім [[вулкан]]ів на Іо є невулканічні гори, в'язкі лавові потоки, що досягають довжини в сотні кілометрів, озера розплавленої сірки та [[Кальдера|кальдери]], глибина яких сягає кількох кілометрів.

2012 року складено повну геологічну мапу Іо, для якої використані зображення з різною деталізацією, що за допомогою комп'ютера склеєні в єдину мозаїку з роздільною здатністю 1&nbsp;км на піксель. Мапу складали 6 років. Очолив проєкт Девід Вільямс (David Williams) з університету Аризони. Дослідники також склали онлайнову базу даних по Іо, що включає не лише нову геологічну мапу, але й численні знімки з космічних апаратів і дані низки інших вимірювань<ref name="membrana_2012-mar-20">{{cite web|author=Леонід Попов|date=20.03.2012|title=Науковці склали першу повну геологічну мапу Іо|publisher=[[membrana.ru]]|url=http://www.membrana.ru/particle/17749|archiveurl=https://www.webcitation.org/683fjmicP?url=http://www.membrana.ru/particle/17749|archivedate=30.05.2012|accessdate=15.03.2016|deadurl=no}}{{ref-ru}}</ref>.

==== Поверхневий склад ====
[[Файл:Iorotateing1day.ogg|thumb|250px|left|Обертання Іо. Велике червоне кільце оточує {{Не перекладено|Пеле (вулкан)|вулкан Пеле|ru|Пеле (вулкан)}}]]
Гарний зовнішній вигляд Іо&nbsp;— результат інтенсивної роботи вулканів, які викидають різні речовини. Серед них&nbsp;— [[Природні силікати|силікати]] (наприклад, [[ортопіроксен]]), [[сірка]] і [[діоксид сірки]]<ref name="IobookChap9">{{cite book |last=Carlson |first=R. W.; et al. |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |url=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/n209 194]–229 |chapter=Io's surface composition }}</ref>. Іній з діоксиду сірки покриває майже всю поверхню Іо, барвлячи великі області в білий або сірий колір. На багатьох ділянках супутника видно й сірку завдяки її жовтому або жовто-зеленому кольору. У середніх і високих широтах радіація розбиває зазвичай стійкі восьмиатомні циклічні молекули сірки S<sub>8</sub>, і внаслідок цього полярні області Іо мають червоно-коричневий колір<ref name="Barnard1894" />.

Вибуховий вулканізм, який часто дає шлейфи вулканічного попелу, що утворюють химерні форми, забарвлює поверхню силікатами та сполуками сірки. Опади цих шлейфів часто мають червоний або білий колір (залежно від вмісту сірки та її діоксиду). Зазвичай шлейфи, що утворені в жерлі вулкана внаслідок дегазації лави, містять більшу кількість S<sub>2</sub> і дають червоні опади, що випадають віялом або, у виняткових випадках, великими (часто радіусом понад 450 кілометрів) кільцями<ref name="Spencer2000b">{{cite journal |title=Discovery of Gaseous S<sub>2</sub> in Io's Pele Plume |journal=Science |last=Spencer |first=J. |coauthors=''et al.'' |pages=1208–1210 |volume=288 |issue= 5469|year=2000 |doi=10.1126/science.288.5469.1208 |pmid=10817990|bibcode = 2000Sci...288.1208S }}</ref>. Яскравий приклад червоного кільця з опадів шлейфу можна побачити навколо [[Пеле (вулкан)|вулкана Пеле]]. Цей червоний осад складається здебільшого з сірки (переважно 3- і 4-атомної молекулярної сірки), двоокису сірки та, ймовірно, Cl<sub>2</sub>SO<sub>2</sub><ref name="IobookChap9" />. Шлейфи, що утворені на межах потоків силікатної лави, дають білі або сірі опади (продукт взаємодії цієї лави з сіркою і двоокисом сірки, які лежать на поверхні).

Картування складу і висока щільність Іо вказують на те, що на Іо практично немає [[Вода|води]], хоча там орієнтовно ідентифіковані невеликі кишені водяного льоду або гідратованих мінералів (насамперед на північно-західному боці гори Gish Bar Mons)<ref name="Doute2004">{{cite journal | last=Douté |first=S. |coauthors=''et al.'' |title=Geology and activity around volcanoes on Io from the analysis of NIMS |journal=Icarus |volume=169 |issue= 1|pages=175–196 |year=2004 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2004.02.001 |bibcode=2004Icar..169..175D}}</ref>. Цей брак води, ймовірно, пов'язаний з тим, що за часів [[Формування та еволюція Сонячної системи|формування Сонячної системи]] Юпітер був досить гарячим, щоб такі летючі речовини, як вода, випарувалися з околиць Іо (хоча й не дуже гарячим, щоб так сталося і на більш віддалених супутниках).

==== Вулканізм Іо ====
[[Файл:Tvastarpic2.jpg|thumb|300 px|Потоки лави у вулканічному регіоні [[Патери Тваштара]] (білим кольором представлено насичені ділянки з оригіналу). Зображення отримані з [[Галілео (космічний апарат)|Галілео]] у листопаді 1999 року та лютому 2000 року.]]
[[Файл:Tvashtarvideo.gif|left|thumb|200 px|П'ятикадрова послідовність зображень зонда [[New Horizons|«Нові обрії»]], що ілюструє виверження матерії вулкану Тваштар на 330&nbsp;км над поверхнею Іо.]]Для Іо характерний розвинений [[вулканізм]], найінтенсивніший у всій [[Сонячна система|Сонячній системі]]<ref>[https://cikavosti.com/na-suputnyku-yupitera-znajshly-266-aktyvnyh-vulkaniv-jmovirno-obyednanyh-globalnym-okeanom-magmy/ На супутнику Юпітера знайшли 266 активних вулканів, ймовірно, об'єднаних глобальним океаном магми. // Автор: Анатолій Шевченко. 14.11.2023]</ref>.

Одночасно на поверхні планети зафіксовано виверження 10 вулканів. Конфігурація вулканічного поля швидко змінюється&nbsp;— за 4 місяці між польотами Вояджера-1 і Вояджера-2 встигли потухнути одні вулкани та з'явитися нові. Рельєф Іо теж швидко змінюється&nbsp;— повністю за декілька сотень років. Найбільші виверження вулканів виносять речовину зі швидкістю 1 км/с на висоту близько 300&nbsp;км. Жерла багатьох вулканів мають гігантські розміри.

Подібно до земних вулканів вулкани Іо викидають сірку і діоксид сірки, лавові потоки&nbsp;— це розплавлені гірські породи зі значним вмістом сполук сірки.

У кінці 2017&nbsp;р. вчені NASA виявили виверження вулкана стромболіанського типу на Іо<ref>[https://dt.ua/TECHNOLOGIES/vcheni-viyavili-na-suputniku-yupitera-noviy-tip-potuzhnih-viverzhen-264937_.html Вчені виявили на супутнику Юпітера новий тип потужних вивержень]</ref>.

Джерелом енергії для вулканічної діяльності, імовірно, є [[припливні сили]], викликані сильним гравітаційним впливом з боку Юпітера, а також його супутників&nbsp;— Європи та Ганімеда. Гравітаційні впливи викликають коливання поверхні Іо на 100&nbsp;м по вертикалі.

На початку 2023 року, вчені Планетологічного інституту США (''англ.''&nbsp;— Planetary Science Institute (PSI)), за допомогою наземного телескопа зафіксували один із найбільших епізодів вулканічної активності на супутнику Іо, який тривав близько пів року. В ході спостереження було зафіксовано понад 400 активних вулканів<ref>[https://www.psi.edu/news/iooutbursts#:~:text=IoIO%20uses%20a%20coronagraphic%20technique,and%20lasted%20until%20December%202022. PSI's Io Input/Output observatory discovers large volcanic outburst on Jupiter's moon Io. Jan. 3, 2023]</ref><ref>[https://vctr.media/ua/na-suputnyku-yupitera-vyverzhennya-vulkanu-tryvalo-pivroku-foto-168581/ На супутнику Юпітера зафіксували виверження вулканів. 15.01.2023, 13:00]</ref>.

У вересні 2024 року, на науковому конгресі Europlanet Science Congress (EPSC), що відбувся у Берліні (Німеччина), було представлено останні зображення високої роздільної здатності, зроблені інструментом JunoCam під час місії NASA Juno, які показали нещодавно утворений вулкан на Іо. Вулкан оточений численними великими потоками лави та навколишніми вулканічними відкладеннями, що охоплюють площу приблизно 112 на 112&nbsp;миль<ref>[https://portaltele.com.ua/news/kosmos/na-suputniku-yupitera-io-z-yavivsya-velicheznij-novij-vulkan.html На супутнику Юпітера Іо з'явився величезний новий вулкан. 14.09.2024]</ref><ref>{{Cite web|url=https://www.space.com/jupiter-juno-probe-massive-new-volcano-io|title=NASA's Juno probe spots massive new volcano on Jupiter moon Io|last=published|first=Andrew Jones|date=2024-09-11|website=Space.com|language=en|access-date=2024-10-17}}</ref>.

==== Гори ====
{{See also|Список гір Іо}}
[[Файл:Tohil Mons.jpg|thumb|Гора [[Тохіль (гора)|Тохіль]] заввишки 8,8 кілометра. Фото космічного апарату «[[Галілео (космічний апарат)|Галілео]]»]]
На Іо налічується 100—150 гір. Середня їх висота&nbsp;— 6 кілометрів, а максимальна&nbsp;— 17,5±1,5 кілометра (у гори [[Південна Боосавла]])<ref name="Schenk2001">{{cite journal |last=Schenk |first=P. |display-authors=etal |date=2001 |title=The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from ''Voyager'' and ''Galileo'' |journal=Journal of Geophysical Research |volume=106 |issue=E12 |pages=33201–33222 |doi=10.1029/2000JE001408 |bibcode=2001JGR...10633201S}}</ref>. Часто гори являють собою великі (із середньою довжиною 157 км) ізольовані геологічні структури. Глобальних тектонічних структур, таких як на Землі, не видно<ref name="Schenk2001" />. Величезний розмір гір свідчить про те, що вони складаються здебільшого з силікатних порід, а не з сірки<ref name="Clow1980">{{cite journal |title=Stability of sulfur slopes on Io |journal=Icarus |last=Clow |first=G. D. |coauthors=Carr, M. H. |pages=268–279 |volume=44 |issue= 2|year=1980 |doi=10.1016/0019-1035(80)90022-6 |bibcode=1980Icar...44..268C}}</ref>.

Попри значний вулканізм, що визначає зовнішність Іо, походження майже всіх її гір не вулканічне. Більшість з них утворюється в результаті напружень стискання в літосфері, які підіймають і часто нахиляють шматки кори Іо, [[насув]]аючи їх один на одного<ref name="SchenkBulmer1998">{{cite journal | last=Schenk |first=P. M. |coauthors=Bulmer, M. H. |title=Origin of mountains on Io by thrust faulting and large-scale mass movements |journal=Science |volume=279 |issue= 5356|pages=1514–1517 |year=1998 |url= |doi=10.1126/science.279.5356.1514 | pmid=9488645 |bibcode = 1998Sci...279.1514S}}</ref>. Тиск, що веде до утворення гір,&nbsp;— результат безперервного осідання вулканічних матеріалів<ref name="SchenkBulmer1998" />. Глобальний розподіл гір по поверхні Іо, судячи з усього, протилежний розподілу вулканічних структур&nbsp;— в областях з найменшою кількістю вулканів багато інших гір і навпаки<ref name="McKinnon2001">{{cite journal | last=McKinnon |first=W. B. |coauthors=''et al.'' |title=Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting |journal=Geology |volume=29 |issue=2|pages=103–106 |year=2001 |url=https://archive.org/details/sim_geology_2001-02_29_2/page/103|doi=10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2 |bibcode=2001Geo....29..103M}}</ref>. Це вказує на наявність в атмосфері Іо великих областей, в деяких з яких відбувається стиснення (що формує гори), а в іншому&nbsp;— розширення (сприятливе для утворення патер)<ref name="Tackley2001">{{cite journal | last=Tackley |first=P. J. |title=Convection in Io's asthenosphere: Redistribution of nonuniform tidal heating by mean flows |journal=J. Geophys. Res. |volume=106 |issue= E12|pages=32971–32981 |year=2001 |url= |doi=10.1029/2000JE001411 |bibcode=2001JGR...10632971T}}</ref>. Однак в окремих областях гори й пантери розташовані близько один від одного. Це можна пояснити тим, що магма часто досягає поверхні через розломи, утворені під час формування гір<ref name="Radebaugh2001">{{cite journal |title=Paterae on Io: A new type of volcanic caldera? |journal=J. Geophys. Res. |last=Radebaugh |first=D. |display-authors=etal |pages=33005–33020 |volume=106 |issue=E12 |date=2001 |doi=10.1029/2000JE001406 |bibcode=2001JGR...10633005R}}</ref>.

Гори Іо (як і взагалі геологічні структури, що підносяться над рівнинами) мають різні форми. Найпоширеніша серед них&nbsp;— [[плато]]<ref name="Schenk2001" />. Вони нагадують великі [[Столова гора|столові гори]] з пласкою вершиною з нерівною поверхнею. Інші гори, мабуть,&nbsp;— нахилені блоки кори Іо з пологим схилом (утвореним з пласкої поверхні) і крутим обривом, де на поверхню виходять шари, які раніше залягали глибоко. У обох типів гір часто зустрічаються круті [[ескарп]]и уздовж одного або декількох країв. Лише деякі гори на Іо мають вулканічне походження. Вони нагадують маленькі [[Щитовий вулкан|щитові вулкани]] з крутими схилами (6&nbsp;— 7°) поблизу їх невеликої [[Кальдера|кальдери]] і більш пологими схилами по краях<ref name="Schenk2004">{{cite journal | last=Schenk |first=P. M. |coauthors=''et al.'' |title=Shield volcano topography and the rheology of lava flows on Io |journal=Icarus |volume=169 |issue= 1|pages=98–110 |year=2004 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2004.01.015 |bibcode=2004Icar..169...98S}}</ref>. Вулканічні гори невеликі, вони досягають у середньому лише 1-2 кілометри заввишки та 40-60 кілометрів завширшки. Морфологія деяких інших структур (де з центральної патери виходять тонкі потоки, як у патер Ра) свідчить про те, що це теж щитові вулкани, але з дуже пологими схилами<ref name="Schenk2004" />.

Судячи з усього, практично всі гори на Іо перебувають на деякій стадії руйнування. Біля їхніх підніж поширені великі [[Зсув ґрунту|зсуви]]. Напевне, осипання&nbsp;— основний фактор руйнування гір. Для столових гір і плато Іо звичайні зубчасті краї, які виходять через вивітрювання діоксиду сірки, що створює слабкі місця уздовж краю гір<ref name="Moore2001">{{cite journal | last=Moore |first=J. M. |coauthors=''et al.'' |title=Landform degradation and slope processes on Io: The Galileo view |journal=J. Geophys. Res. |volume=106 |issue= E12|pages=33223–33240 |year=2001 |url= |doi=10.1029/2000JE001375 |bibcode=2001JGR...10633223M}}</ref>.

=== Атмосфера ===
[[Файл:Io Aurorae color.jpg|thumb|240px|left|[[Полярне сяйво]] у верхніх шарах атмосфери Іо. Різними кольорами світяться різні компоненти атмосфери. Зображення зроблене під час затемнення на Іо]]
Іо має дуже тонку [[Атмосфера планети|атмосферу]], що складається переважно з [[Діоксид сірки|діоксиду сірки]] (SO<sub>2</sub>) з незначним вмістом [[Оксид сірки(II)|монооксиду сірки]] (SO), [[Хлорид натрію|хлориду натрію]] (NaCl) і атомарних [[Сірка|сірки]] і [[Кисень|кисню]]<ref name="IobookChap10">{{cite book |last=Lellouch |first=E.; et al. |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |url=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/n246 231]–264 |chapter=Io's atmosphere}}</ref>. Щільність і температура атмосфери істотно залежать від часу доби, широти, вулканічної активності та кількості поверхневого інею. Максимальний атмосферний тиск на Іо коливається від 0,33×10<sup>−4</sup> до 3×10<sup>−4</sup> [[Паскаль (одиниця)|Па]] або від 0,3 до 3 [[Бар (одиниця)|нбар]]. Воно спостерігається на протиюпітеріанській півкулі Іо й уздовж екватора, а іноді спостерігається на початку другої половини дня, коли температура поверхні досягає максимуму<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010">{{cite journal | last=Walker |first=A. C. |coauthors=''et al.'' |title=A Comprehensive Numerical Simulation of Io’s Sublimation-Driven Atmosphere |journal=Icarus |volume=press |issue= 1 | series=in|page= 409|year=2010 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2010.01.012 |bibcode=2010Icar..207..409W}}</ref><ref name="Spencer2005">{{cite journal | last=Spencer |first=A. C. |coauthors=''et al.'' |title=Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io’s SO<sub>2</sub> atmosphere |journal=Icarus |volume=176 |issue= 2|pages=283-304 |year=2005 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2005.01.019 |bibcode=2005Icar..176..283S}}</ref>. Були помічені й піки тиску у вулканічних шлейфах, де він становив 5×10<sup>−4</sup>—40×10<sup>−4</sup> Па (5—40 нбар)<ref name="Pearl1979" />. Найнижчий атмосферний тиск спостерігається на нічній стороні супутника, де він падає до величин 0,1×10<sup>−7</sup>—1×10<sup>−7</sup> Па (0,0001—0,001 нбар)<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010" />. Температура атмосфери Іо коливається в межах від температури поверхні на малих висотах, де газоподібний діоксид сірки перебуває в рівновазі з інеєм, до 1800 К на великих висотах, де низька щільність уможливлює нагрів від заряджених частинок у плазмовому торі Іо і [[Закон Джоуля — Ленца|джоулевий нагрів]] від струмової трубки Іо<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010" />. Низький тиск обмежує вплив атмосфери на поверхню, за винятком тимчасового перерозподілу діоксиду сірки між багатими і бідними на іній областями та розширення розмірів областей опадів вулканічних шлейфів, коли вулканічні викиди падають у щільнішу денну атмосферу<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010" />. Тонка атмосфера Іо також показує, що будь-які зонди, які будуть сідати на Іо, не потребуватимуть аеродинамічної оболонки з тепловим екраном, але зате їх потрібно оснащувати ретро-ракетами, щоб уповільнити і зупинити апарат для м'якшої [[Посадка літального об'єкта|посадки]]. Мала товщина атмосфери вимагає й великої стійкості апарату до радіації.

Газ з атмосфери Іо зганяється в магнітосферу Юпітера, випаровуючись або в нейтральну хмару, що оточує Іо, або в плазмовий тор (кільце іонізованих частинок), який перебуває на орбіті Іо, але обертається спільно з магнітосферою Юпітера. За допомогою цього процесу кожної секунди з атмосфери Іо видаляється близько тонни газу і, отже, вона повинна поповнюватися з тією ж швидкістю<ref name="IobookChap11" />. Основне джерело SO<sub>2</sub>&nbsp;— вулканічні викиди. Вони закачують в атмосферу Іо в середньому 10 тонн діоксиду сірки на секунду, але більша частина цих викидів випадає назад на поверхню<ref name="autogenerated1">{{cite book |last=Geissler |first=P. E. |coauthors=Goldstein, D. B. |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |url=https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=[https://archive.org/details/ioaftergalileone00lope/page/n179 163]–192 |chapter=Plumes and their deposits }}</ref>. Атмосферний оксид сірки перебуває в газоподібному вигляді здебільшого внаслідок нагріву інею сонячним світлом і його [[Сублімація (фізика)|сублімації]]<ref name="Moullet2010">{{cite journal | last=Moullet |first=A. |coauthors=''et al.'' |title=Simultaneous mapping of SO2, SO, NaCl in Io’s atmosphere with the Submillimeter Array |journal=Icarus |volume=press |issue= 1 | series=in|page= 353|year=2010 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2010.02.009 |bibcode=2010Icar..208..353M}}</ref>. Атмосфера на денній стороні переважно зосереджена в межах 40° від екватора, де поверхня найтепліша, а вулканічні викиди найактивніші<ref name="Feaga2009">{{cite journal | last=Feaga |first=L. M. |coauthors=''et al.'' |title=Io’s dayside SO<sub>2</sub> atmosphere |journal=Icarus |volume=201 |issue= 2|pages=570-584 |year=2009 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2009.01.029 |bibcode=2009Icar..201..570F}}</ref>. Існування атмосфери внаслідок сублімації узгоджується з тим, що щільність атмосфери максимальна на протиюпітеріанській півкулі Іо, де найбільше інею SO<sub>2</sub>, і з тим, що ця щільність збільшується при наближенні Іо до Сонця<ref name="IobookChap10" /><ref name="Moullet2010" /><ref name="AlohaIo">{{cite web|last=Spencer|first=John|url=http://www.planetary.org/blog/article/00001980/|title=Aloha, Io|work=The Planetary Society Blog|publisher=The Planetary Society|accessdate=2010-03-07|date=8 червня 2009|archiveurl=https://www.webcitation.org/65Cglf6Tl?url=http://www.planetary.org/blog/article/00001980/|archivedate=2012-02-04|deadurl=no}}</ref>. Однак певний внесок в атмосферу роблять і вулканічні викиди, оскільки найвища її щільність спостерігається біля жерл вулканів<ref name="IobookChap10" />. Оскільки тиск діоксиду сірки в атмосфері тісно пов'язаний з поверхневою температурою, атмосфера Іо деякою мірою зіщулюється вночі або коли супутник перебуває в тіні Юпітера. Деградацію атмосфери під час затемнення істотно ускладнює утворення над поверхнею дифузійного шару несконденсованого газу (монооксиду сірки), але все ж атмосферний тиск на нічній стороні Іо на два-чотири порядки менший, ніж у максимумі відразу після полудня<ref name="Walker2010" /><ref name="Moore2009">{{cite journal | last=Moore |first=C. H. |coauthors=''et al.'' |title=1-D DSMC simulation of Io’s atmospheric collapse and reformation during and after eclipse |journal=Icarus |volume=201 |issue= 2|pages=585–597 |year=2009 |url= | doi=10.1016/j.icarus.2009.01.006 |bibcode=2009Icar..201..585M}}</ref>. Другорядні складники атмосфери Іо (такі як NaCl, SO, O і S) беруться з вулканічних викидів або внаслідок [[фотоліз]]у SO<sub>2</sub> (розпаду, викликаного сонячним ультрафіолетовим випромінюванням), або в процесі руйнування поверхневих відкладень зарядженими частинками з магнітосфери Юпітера<ref name="Moullet2010" />.

На зображеннях Іо, зроблених високочутливими камерами під час затемнення супутника, видно полярні сяйва<ref name="autogenerated2">{{cite journal | last=Geissler |first=P. E. |coauthors=''et al.'' |title=Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io |journal=Science |volume=285 |issue= 5429|pages=870–874 |year=1999 |url= | doi=10.1126/science.285.5429.870 |pmid=10436151|bibcode = 1999Sci...285..870G}}</ref>. Як і на Землі, ці сяйва викликані радіацією, яка уражує атмосферу, але у випадку Іо заряджені частинки прибувають по лініях магнітного поля Юпітера, а не від [[Сонячний вітер|сонячного вітру]]. Зазвичай полярні сяйва спостерігаються біля магнітних полюсів планет, але в Іо вони найяскравіші поблизу екватора. Іо не має власного магнітного поля, тому заряджені частинки, які рухаються вздовж магнітного поля Юпітера, безперешкодно впливають на атмосферу супутника. Найяскравіші [[Полярне сяйво|полярні сяйва]] виникають поблизу екватора&nbsp;— там, де лінії магнітного поля паралельні до поверхні супутника і, отже, перетинають велику товщу газу. Полярні сяйва в цих областях коливаються залежно від змін орієнтації нахиленого магнітного диполя Юпітера<ref name="Retherford2000">{{cite journal | last=Retherford |first=K. D. |coauthors=''et al.'' |title=Io's Equatorial Spots: Morphology of Neutral UV Emissions |journal=J. Geophys. Res. |volume=105 |issue=A12 |pages=27,157–27,165 |year=2000 |url= | doi=10.1029/2000JA002500 |bibcode=2000JGR...10527157R}}</ref>. Крім екваторіальних, наявні й інші полярні сяйва (теж видимі на зображенні вище): червоне свічення атомів кисню вздовж лімбу Іо і зелене свічення атомів натрію на його нічній стороні<ref name="Geissler1999">{{cite journal |title=Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io |journal=Science |first1=P. E. |last1=Geissler |first2=A. S. |last2=McEwen |first3=W. |last3=Ip |first4=M. J. S. |last4=Belton |first5=T. V. |last5=Johnson |first6=W. H. |last6=Smyth |first7=A. P. |last7=Ingersoll |display-authors=5 |volume=285 |issue=5429 |pages=870–874 |date=August 1999 |doi=10.1126/science.285.5429.870 |pmid=10436151 |bibcode=1999Sci...285..870G}}</ref>.

== У культурі ==
[[Файл:Life on Io - Back cover of "Fantastic adventures" - may 1940.jpg|міні|Обкладинка журналу «Фантастичні пригоди» у травні 1940 року, що розповідає про життя на Іо.]]
Як один із супутників Галілея, Іо завжди був ідеальним об'єктом для [[Наукова фантастика|наукової фантастики]], ще з часів «Божевільного місяця» [[Стенлі Вайнбаум|Стенлі Г. Вайнбаума]] (1935). Через його розмір, який вже тоді був оцінений, у першій половині XX століття висловлювалися припущення про можливість існування життя на його поверхні, як у журналі «Фантастичні пригоди» (Fantastic Adventures)<ref>{{Lien web|langue=en|titre=The Mad Moon|url=http://gutenberg.net.au/ebooks06/0604211h.html|site=gutenberg.net.au|consulté le=15 octobre 2020}}</ref><ref>{{Lien web|langue=en|titre=Publication: Fantastic Adventures, May 1940|url=http://www.isfdb.org/cgi-bin/pl.cgi?FANTADMAY1940|site=www.isfdb.org|consulté le=15 octobre 2020}}</ref>.

Оскільки структура Іо стала більш відомою завдяки різним космічним дослідницьким місіям, місцевість, описана в науковій фантастиці, еволюціонувала. Наприклад, у романі Дена Сіммонса «Іліум» (2003) магнітний потік Іо використовується для гіперприскорення космічних кораблів по всій Сонячній системі, тоді як у романах Кіма Стенлі Робінсона «Сон Галілея» (2009) та «2312» (2012) Іо описується як вулканічний світ, де повсюди є лава<ref>{{Ouvrage|langue=fr|prénom1=Dan|nom1=Simmons|titre=Ilium|éditeur=Groupe Robert Laffont|date=26 avril 2012|pages totales=706|isbn=978-2-221-13152-7|lire en ligne=https://books.google.fr/books?id=GLzNtA0OViYC&pg=PT75&dq=ilium+dan+simmons+tube+de+flux+io|consulté le=15 octobre 2020}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://www.kimstanleyrobinson.info/node/366|title=Galileo's Dream {{!}} KimStanleyRobinson.info|website=www.kimstanleyrobinson.info|access-date=2024-07-22}}</ref>.

У кінематографі Іо є основним місцем дії таких фільмів, як «Іо» (2019) Джонатана Гелперта та «За межами Землі…» (1981) Пітера Хаймса<ref>{{Lien web|langue=fr|auteur=Paris Match|titre=Jonathan Helpert, réalisateur de "IO" : "Netflix prend plus de risques"|url=https://www.parismatch.com/Culture/Cinema/Jonathan-Helpert-realisateur-de-IO-Netflix-une-revolution-tres-agreable-pour-nous-1601691|site=parismatch.com|consulté le=15 octobre 2020}}</ref><ref>{{Lien web|langue=fr|titre=Outland... loin de la Terre de Peter Hyams - (1981) - Film de science-fiction|url=https://www.telerama.fr/cinema/films/outland-loin-de-la-terre,6191.php|consulté le=15 octobre 2020}}</ref>. Також у 2010 році вийшов фільм «Рік першого контакту» (1984)&nbsp;— також режисера Пітера Хаймса і продовження фільму [[Стенлі Кубрик]]а «<nowiki/>[[2001: Космічна Одіссея|2001: Космічна одіссея]]<nowiki/>» (1968)&nbsp;— космічний корабель «<nowiki/>[[Discovery One|Діскавері-1]]<nowiki/>» обертається навколо [[точки Лагранжа]] між Юпітером та Іо<ref>{{Cite web|url=https://www.scifi-movies.com/en/zoom/0000016/2010-1984/|title=2010 - Peter Hyams (1984) - Zoom SciFi-Movies|last=DoctorSF|website=Scifi-Movies|language=en|access-date=2024-07-22}}</ref>.

Через свій характерний зовнішній вигляд Іо також з'являється на локаціях таких відеоігор, як {{Не перекладено|Battlezone (1998 відео гра)|Battlezone|en|Battlezone (1998 video game)}} (1998), [[Halo (серія відеоігор)|Halo]] (2001), [[Warframe]] (2015) та [[Destiny 2]] (2017)<ref>{{Ouvrage|langue=en|auteur1=S. Tobias|titre=Halo Encyclopedia|sous-titre=The Definitive Guide to the Halo Universe|éditeur=[[Dorling Kindersley]]|année=2009|passage=293|isbn=978-0-7566-5549-5|isbn2=0-7566-5549-8|isbn3=978-1-4053-4743-3|oclc=465094587|lire en ligne=https://www.worldcat.org/oclc/465094587|consulté le=15 octobre 2020}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://arstechnica.com/gaming/2020/06/destiny-2s-three-year-plan-no-sequel-lots-of-content-going-into-a-vault/|title=Destiny 3 may never exist—to that end, the series will wipe older campaign content|last=Machkovech|first=Sam|date=2020-06-09|website=Ars Technica|language=en-us|access-date=2024-07-22}}</ref>. Уся дія гри {{Не перекладено|Planet of Death|POD: Planet of Death|en|POD (video game)}} (1997) відбувається на планеті під назвою «Іо», причому фантастичний сценарій гри відсилає до деяких реальних особливостей супутника, таких як його вулканічна активність і теоретично можливий потенціал видобутку корисних копалин<ref>{{Cite news|url=https://www.pcgamer.com/remembering-planet-of-death-ubisofts-post-apocalyptic-racer/|title=Remembering Planet of Death, Ubisoft's post-apocalyptic racer|last=published|first=James Davenport|date=2021-09-16|language=en|work=PC Gamer|access-date=2024-07-22}}</ref>.

== Примітки ==
{{примітки|2}}

== Література ==
* {{РП}}
* {{МГЕ|nocat=1}}

== Посилання ==
{{commons|Category:Io}}
* {{YouTube|A7P6q0mL56Q|Іо - надзвичайний вулканічний світ в Сонячній системі. Всесвіт UA|logo=1}}
* {{Cite web |url=https://life.pravda.com.ua/society/2023/03/6/253189/ |title=Нагадує піцу: корабель NASA зробив чітке фото супутника Юпітера |first=Яна |last=Осадча |website=[[Українська правда]] |date=2023-03-06 |accessdate=2023-03-07}}

{{Бібліоінформація}}
{{Юпітер}}
{{Супутники Юпітера}}
[[Категорія:Супутники Юпітера]]
[[Категорія:Іо (супутник)]]