Čeprav jeime »Jo« predlagalSimon Marij kmalu po njenem odkritju leta 1610, so imena te in ostalih Galilejevih lun za lep čas padle v nemilost in se niso uporabljale v splošni rabi vse do sredine 20. stoletja. V zgodnejših astronomskih virih se Jo preprosto označuje zrimsko številko kotJupiter I ali pa preprosto kot »prvi Jupitrov satelit«.
Vesoljska sondaGalileo je odkrila več dejavnihognjenikov. Izbruh v gornjem izseku je dosegel 140 km višine, drugi izbruh pa 75 km višine.
Jo je najbolj znana po svoji ognjeniški naravi, saj je najbolj dejavno ognjeniško telo vOsončju. Podobno kotognjeniki naZemlji tudi Ijini ognjeniki bruhajožveplo inžveplov dioksid. Prvotno je bilo mišljeno, da tudi tokovilave vsebujejo žveplovespojine. Vendar je bolj verjetno, da je velik del teh tokov iz staljenihsilikatnih kamnin, podobno kot na Zemlji.
Najverjetnejši vzrok teenergije soplimni vplivi med Jo, Jupitrom in dvema drugima lunama,Evropo inGanimedom. Te tri lune so vezane vLaplaceove resonančne tirnice. To pomeni, da za eno obkrožitev Jupitra, ki jo opravi Ganimed, Evropa opravi dve obkrožitvi, Jo pa štiri. Poleg tega Jo Jupitru vedno kaže isti obraz. Gravitacijski vplivi med Evropo, Ganimedom in Jupitrom povzročajo, da se Jo razteguje in ukrivlja do 100 metrov, to pa ustvarja dovoljtoplote preko notranje gatrenja.
Višine nekaterih ognjeniških izbruhov na Ii so bili izmerjene celo preko 300 km nad površino lune, s tem, da je izbruhan material na začetku dosegelhitrost približno en kilometer na sekundo. Ognjeniški izbruhi se zelo hitro spreminjajo. V samo štirih mesecih med mimoletoma vesoljskih sondVoyager 1 inVoyager 2 so se nekateri izbruhi ustavili in pričeli druge. Tudi okolice ognjeniških žrel so se v tem času zaradi novih nanosov vidno spremenile.
Obstaja še en pomemben vir energije. Jo namreč preseka silnice Jupitrovegamagnetnega polja in s tem ustvarjaelektrični naboj. Čeprav ta vir energije ni tako velik v primerjavi s plimnim segrevanjem, vseeno ta tok lahko prenaša preko 1000 GW z napetostjo 400 kV. S tem tudi odnašaionizirane atome z Ie s hitrostjo 1000 kg/s. Zaradi hitrega vrtenja Jupitrovega magnetnega polja se ti delci odnašajo po tirnici pred Jo in tako tvorijotorus zelo močnega sevanja okoli Jupitra, ki svetlo žari vultravijolični svetlobi. Delci, ki uhajajo iz tega torusa, so delno odgovorni za nenavadno velikomagnetosfero, saj pritiskajo navzven in jo napihujejo. Nedavni podatki iz vesoljske sondeGalileo kažejo, da ima mogoče Jo lastno magnetno polje.
Lega Ie glede naZemljo in Jupiter ima močan vpliv na radijska oddajanja Jupitra glede na Zemljo. Ko je Jo vidna, se radijski signali z Jupitra znatno povečajo.
Februarja 2001 se je zgodil doslej največji zabeleženi ognjeniški izbruh v Osončju.[4]
Na Ii je možno opaziti različne barve in svetlosti, kar prikazuje ta slika z izboljšanimi barvami.
V nasprotju z večino lun v zunanjem Osončju je Jo v osnovni sestavi bolj podobnazemeljskim planetom, ki so sestavljeni večinoma iz staljenihsilikatnihkamenin. Nedavni podatki z vesoljske sondeGalileo kažejo, da ima Jo jedro izželeza (mogoče pomešanega zželezovim sulfidom), polmer jedra pa znaša vsaj 900 km.
Ko jeVoyager 1 vrnil prve slike Ie v letu 1979, so znanstveniki pričakovali številnekraterje, in bi z gostoto kraterjev na Ijini površini lahko približno ocenili starost lune. Vendar pa so bili presenečeni, saj na Ii praktično ni bilo moč najti kraterjev zaradi obsežne ognjeniške dejavnosti, ki znova in znova spreminja površje. Ker so površinske značilnosti, ki jih vidimo danes, nastale relativno nedavno, se Ijino površje opisuje kot »mlado«, podobno kot zemeljsko površje. V nasprotju s tem imajo nebesna telesa s številnimi kraterskimi značilnostmi, kot je ZemljinaLuna, »staro« površje, saj so ostala taka več milijard let.
Poleg ognjenikov lahko na Ijinem površju najdemo tudi neognjeniške gore, številna jezera staljenega žvepla, več kilometrov globokekaldere ter obsežne večstokilometrske tokove tekočine z nizkoviskoznostjo (to so verjetno različne oblike tekočega žvepla in silikatov). Žveplo in njegove spojine povzročajo širok razpon barv na Ijinem površju.
Tvashtar Catena, območje na Ii z dejavnim ognjeniškim delovanjem
Z analizo slik zVoyagerja so znanstveniki domnevali, da so tokovilave na Iinem površju večinoma sestavljeni iz različnih spojin žvepla. Kasnejše raziskave zinfrardečim merjenjem so pokazale, da so ti tokovo mnogo prevroči za žveplo, saj so nekatere vroče točke dosegle temperature do 2000 K, kar je 1300 K višje odvrelišča žvepla, čeprav je povprečna temperatura okoli 130 K. Ena od trenutnih teorij pravi, da so Ijine lave iz staljenih silikatnih kamenin. Nedavna opazovanja sHubblovim vesoljskim daljnogledom so pokazala, da je material bogat znatrijem. Na različnih področjih so lahko različni tvarine.
Jo ima redkoatmosfero, sestavljeno žveplovega dioksida in mogoče tudi drugih plinov.
V nasprotju z ostalimi Galilejevimi sateliti ima Jo le malo ali ničvode. To je verjetno zaradi tega, ker je bil Jupiter v začetkih Osončja dovolj vroč, da je uparil hlapljive elemente v bližini Ie, vendar ne dovolj vroč, da bi to storil dlje od nje.
.svg)
