Io je jedním z měsíců planety Jupiter, nejvnitřnější ze skupiny měsíců objevených Galileem. S průměrem 3642,6 km se jedná o čtvrtý největší měsíc ve sluneční soustavě. Pojmenován byl dle řecké mytologie po Íó – kněžce Héry, která se stala milenkou vládce bohů Dia.
Na povrchu měsíce se nachází více jak 400 aktivních sopek a Io je tak geologicky nejaktivnějším tělesem ve sluneční soustavě. Extrémní vulkanická aktivita je výsledkem silných slapových jevů způsobených vlivem Jupitera, Europy a Ganymedu. Slapové síly působí na celý měsíc, způsobují tření a to je příčinou zahřívání jeho jádra. Erupce na povrchu vytvářejí oblaka síry a oxidu siřičitého, které dosahují výšky až 500 km. Povrch je pokryt více jak stovkou hor, které vznikly vyzdvihnutím částí kůry vlivem extrémní komprese silikátového pláště. Některé z těchto hor sahají výše než nejvyšší pozemská hora Mount Everest. Na rozdíl od většiny měsíců ve vnější sluneční soustavě (které mají tlustou vrstvu ledu), je Io složen převážně ze silikátových hornin, které jsou okolo roztaveného železného či síro-železnatého jádra. Většina povrchu měsíce je charakteristická rozsáhlými pláněmi potaženými sírou nebo zmrzlým oxidem siřičitým způsobující jeho zvláštní zbarvení.
Povrchový vulkanismus je odpovědný za veliké množství unikátních útvarů na Io. Sopečná mračna a lávové proudy neustále přetvářejí povrch měsíce a jeho zbarvení, které se vyskytuje v různých odstínech červené, žluté, bílé, černé a zelené způsobované většinou sloučeninami síry. Velké množství lávových proudů, několik z nich delších než 500 km, přispívají k rychlým změnám vzhledu povrchu. Při pohledu z vesmíru povrch měsíce připomíná povrch pizzy. Sopečné erupce neustále doplňují materiál do slabé atmosféry Io a druhotně i do rozsáhlé magnetosféry Jupiteru.
Měsíc Io hrál významnou roli v rozvoji astronomie v 17. a 18. století. Objevil ho již v roce 1610 Galileo Galilei, spolu s dalšími velkými satelity Jupiteru. Objev těchto měsíců podpořil obecné přijetí Koperníkovo heliocentrického modelu sluneční soustavy, vývoj Keplerových pohybových zákonů a první měření rychlosti světla. Až do konce 19. století zůstával Io jen pouhým bodem. Na začátku 20. století zlepšení astronomických dalekohledů umožnilo rozpoznat tmavě červené polární a světlé rovníkové oblasti. V druhé polovině 20. století prolétly okolo měsíce dvě kosmické sondy Voyager 1 a Voyager 2, které přinesly poznatky o jeho geologické aktivitě v podobě sopek, velkých hor a mladého povrchu bez zjevného pokrytí impaktními krátery. V 90. letech a na začátku roku 2000 kolem měsíce několikrát prolétla kosmická sonda Galileo, což přispělo k získání znalostí o vnitřní stavbě měsíce.
Průzkum Io pokračoval v prvních měsících roku 2007 pomocí přeletu sondy New Horizons. Měsíc Io je o něco větší než pozemský Měsíc, střední poloměr dosahuje 1821,3 km, což je o 5 procent více než má Měsíc. Hmotnost dosahuje 8,9319 × 1022 kg (o 21 procent více než má Měsíc). Io má lehce elipsovitý tvar s nejdelší osou směřující k Jupiteru. Mezi Galileovými měsíci je v uvedených parametrech před Europou, ale za Callisto a Ganymedem.
Na rozdíl od Země a Měsíce získává Io hlavní část tepla spíše působením slapových jevů na jeho jádro nežli z radioaktivního rozpadu izotopů. Slapové jevy jsou výsledkem rezonancí s měsíci Europou a Ganymedem. Množství takto vzniklého tepla je závislé na vzdálenosti od Jupiteru, na rotační ose, vnitřním složení a stavu materiálu tvořícího vnitřní část měsíce.
Jeho laplaceovská rezonance s Europou a Ganymedem udržuje excentricitu obežné dráhy Io a zabraňuje slapovému tření uvnitř Io, aby změnila tuto oběžnou dráhu na kruhovou. Rezonantní oběžná dráha také udržuje vzdálenost Io od Jupiteru; jinak by slapy generované Jupiterem způsobily, že by se Io pomalu od své mateřské planety vzdalovalo. Vertikální změna slapové výdutě Io mezi okamžiky, kdy se měsíc nachází v apocentru a pericentru své oběžné dráhy, může být až 100 metrů. Slapové tření, které vzniká ve vnitřku Io, díky proměnné slapové síle, která by – nebýt rezonantní oběžné dráhy – vedla k přeměně oběžné dráhy Io na kruhovou, dává vzniknout významnému slapovému zahřívání v nitru Io, vedoucí k tavení významné části měsíčního pláště a jádra. Objem tepelné energie takto produkované je až 200 krát vyšší než energie pouze z radioaktivního rozpadu prvků. Tato energie je uvolňována ve formě vulkanické aktivity, vedoucí k pozorovanému vysokému tepelnému toku (globální úhrn: 0,6 až 1,6×1014 W). Modely jeho oběžné dráhy ukazují, že objem slapového zahřívání nitra Io se mění s časem.
