Il vulcanismo su Io si esprime attraverso l'emissione di flussi di lava e pennacchi di zolfo e anidride solforosa che si alzano per centinaia di chilometri dai crateri vulcanici che costellano la superficie del satellite. Scoperta nel 1979 grazie alle immagini riprese dalla sonda Voyager 1, l'attività vulcanica di Io è stata studiata tramite diverse sonde spaziali (entrambe le Voyager, la Galileo, la Cassini-Huygens e la New Horizons) e le osservazioni da terra, che hanno permesso di individuare più di 150 vulcani attivi; alcune stime ritengono che il numero complessivo dei vulcani possa ammontare a circa 400. Questa attività rende Io uno dei cinque corpi celesti attualmente attivi dal punto di vista tettonico nel sistema solare (gli altri quattro sono la Terra, Venere, il satellite di Saturno Encelado e il satellite di Nettuno Tritone). Le sonde che hanno sorvolato il satellite a partire dal 1979 hanno osservato i numerosi cambiamenti della superficie derivati dalla prolungata attività vulcanica.

La causa del calore interno che alimenta il vulcanismo di Io va ricercata negli effetti mareali prodotti dalla sua eccentricità orbitale: infatti, l'eccentricità dell'orbita di Io causa una leggera differenza nella forza di attrazione gravitazionale esercitata da Giove tra il punto più vicino e il punto più lontano dell'orbita, e questo provoca un rigonfiamento crostale variabile che determina l'insorgere di forze di attrito che alla fine provocano il riscaldamento interno. Senza questi effetti dinamici, Io si presenterebbe molto simile alla Luna: un corpo simile per massa e dimensioni, geologicamente inerte e butterato di crateri da impatto.

I meccanismi sopra detti hanno portato alla formazione di centinaia di punti caldi, con estese formazioni di lava, che rendono il satellite il corpo più geologicamente attivo del sistema solare. Sono stati identificati tre tipi di eruzione vulcanica, i quali si differenziano per durata, intensità, velocità di fuoriuscita della lava, e per il luogo in cui il fenomeno si verifica. I flussi lavici su Io, lunghi anche decine o centinaia di chilometri, hanno per lo più composizione basaltica, simile alle lave dei vulcani a scudo terrestri. Sebbene la maggior parte delle lave su Io siano composte da basalto, sono state osservate anche alcune colate composte da zolfo e anidride solforosa; inoltre sono state scoperte eruzioni con temperature che arrivavano a 1.300 °C, temperatura che indica la presenza di lava silicea ultrafemica ad alta temperatura..

A causa della presenza di grosse quantità di materiali solforosi sulla superficie di Io e nella sua crosta, alcune eruzioni scagliano zolfo, diossidi gassosi e materiale piroclastico fino a 500 chilometri nello spazio, creando grandi pennacchi umbrelliformi. Questo materiale conferisce al terreno circostante una colorazione che varia tra il rosso, il bianco e il nero e fornisce le componenti basilari all'irregolare atmosfera del satellite, andando anche ad arricchire di materia la magnetosfera di Giove.

Scoperta

Prima del sorvolo della Voyager 1, il 5 marzo 1979, si pensava che Io fosse un corpo geologicamente inattivo, come la Luna; tuttavia la scoperta di una nube di sodio attorno al satellite portò a teorizzare che il satellite fosse coperto di evaporiti.

Alcuni indizi che Io fosse un satellite ben più complesso di quanto fino ad allora pensato furono ricavati dalle osservazioni effettuate da terra nell'infrarosso negli anni settanta. Alcune misurazioni alla lunghezza d'onda di 10 μm, condotte mentre Io era oscurato dall'ombra di Giove, videro provenire dal satellite un calore anomalo in confronto agli altri satelliti del gruppo mediceo; inizialmente, questo calore fu attribuito alla più alta inerzia termica della superficie di Io rispetto a quella degli altri satelliti. Questi risultati erano considerevolmente diversi da quelli ottenuti alla lunghezza d'onda di 20 µm, che suggerivano invece che Io avesse una superficie simile a quella degli altri satelliti galileiani. In seguito è stato calcolato che il flusso di calore maggiore alle lunghezze d'onda minori era determinato dal calore dei vulcani di Io sommato al riscaldamento da parte del Sole, mentre quest'ultimo provocava un'irradiazione in proporzione superiore alle lunghezze d'onda maggiori.. Il 20 febbraio 1978 fu osservato da parte di Witteborn e dei suoi colleghi un improvviso aumento delle emissioni di calore su Io a 5 µm; una delle ipotesi considerate fu l'attività vulcanica, e in questo caso i dati avrebbero fatto riferimento ad una superficie di 8.000 chilometri quadrati riscaldata a 300 °C. Comunque gli autori considerarono questa ipotesi improbabile e si concentrarono invece sulla possibilità di un aumento dovuto all'interazione di Io con la magnetosfera di Giove.

Poco prima del sorvolo della Voyager 1, Stan Peale, Patrick Cassen e R. T. Reynolds pubblicarono un articolo sulla rivista Science nel quale ipotizzavano la presenza di una superficie plasmata dall'attività vulcanica e un interno differenziato in diversi tipi di rocce, invece che omogeneo. Gli autori basarono le loro previsioni su alcuni modelli dell'interno di Io che tenevano conto di un forte aumento di calore prodotto dalle forze mareali sviluppate dall'interazione con Giove e causate dall'orbita eccentrica del satellite. I loro calcoli suggerivano che un simile calore endogeno, se la luna avesse avuto un interno omogeneo, sarebbe stato tre volte maggiore di quello sviluppato dalla sola azione del decadimento degli isotopi; questo effetto sarebbe stato persino maggiore con un interno differenziato in più strati.

Le prime immagini di Io riprese dalla Voyager 1 rivelarono la mancanza di crateri da impatto, suggerendo che la superficie del satellite dovesse essere molto giovane: i crateri, infatti, sono utilizzati dai geologi per stimare l'età della superficie di un corpo celeste roccioso, dal momento che maggiore è il numero dei crateri, più antica è la superficie. La Voyager 1 osservò invece una superficie assai variegata, con molte depressioni dalla forma irregolare che non avevano i caratteristici bordi rilevati dei crateri da impatto. La Voyager 1 osservò anche delle bande formate da un materiale poco viscoso, in prossimità di rilievi che tuttavia non possedevano alcuna somiglianza con i vulcani terrestri. Queste osservazioni suggerirono, come Peale e colleghi avevano teorizzato, che la superficie di Io fosse costantemente plasmata da fenomeni vulcanici.

L'8 marzo 1979, tre giorni dopo aver oltrepassato Giove, la Voyager 1 scattò alcune immagini delle lune del gigante gassoso per aiutare i controllori della missione a determinare l'esatta posizione della sonda, tramite un procedimento chiamato navigazione ottica. Mentre stava elaborando le immagini di Io per migliorare la visibilità delle stelle di fondo, l'ingegnere di navigazione Linda Morabito scoprì una nube di polveri alta 300 chilometri lungo i bordi del satellite. Inizialmente tale struttura fu interpretata come un altro dei satelliti di Giove posto in quel momento dietro ad Io, ma nessun corpo di quelle dimensioni si sarebbe potuto trovare in quella posizione; in seguito fu appurato che si trattava di un pennacchio gassoso generato dall'attività vulcanica proveniente da una scura depressione che successivamente fu denominata Pele. Dopo questa scoperta l'esame delle precedenti immagini del satellite scattate dalla sonda permise di individuare altri sette pennacchi; furono individuate inoltre delle emissioni di calore provenienti da più fonti, corrispondenti a delle bocche da cui eruttava della lava allo stato liquido. Alcuni cambiamenti superficiali furono notati mesi più tardi in seguito al transito della sonda Voyager 2, confrontando le sue immagini con quelle scattate in precedenza dalla gemella Voyager 1. In questa circostanza furono scoperti nuovi depositi lasciati dai pennacchi in corrispondenza dell'Aten Patera e del vulcano Surt.

Origine del calore interno La principale fonte di calore di Io deriva dalla dissipazione delle forze di marea generate dall'attrazione gravitazionale di Giove; il calore di Io è quindi causato da una fonte esterna. Sulla Terra invece il calore interno, all'origine dell'attività geologica, deriva dal decadimento degli isotopi radioattivi e dal calore residuato dal processo di accrescimento che il nostro pianeta subì durante la formazione del sistema solare.. All'interno della Terra questo calore costituisce la fonte energetica che attiva i moti convettivi del mantello, all'origine del vulcanismo e della tettonica delle placche..

La quantità di energia fornita dalle interazioni mareali con Giove è in funzione della distanza del satellite dal pianeta, della sua eccentricità orbitale, della composizione degli strati interni e del loro stato fisico.. La sua risonanza orbitale con Europa e Ganimede mantiene stabile l'eccentricità orbitale e previene la dissipazione delle forze di marea che si avrebbe qualora l'orbita fosse circolare. Le deformazioni della crosta del satellite legate all'eccentricità orbitale raggiungono valori anche di 100 metri, anche se variano in funzione della forza gravitazionale esercitata da Giove a seconda che il satellite si trovi nel periapside o nell'apoapside della sua orbita; tali variazioni causano negli strati interni una frizione abbastanza intensa da fondere le rocce. A differenza della Terra, dove la maggior parte del calore interno è rilasciato per conduzione attraverso la crosta, il calore interno di Io è dissipato attraverso l'attività vulcanica e genera l'irraggiamento osservato (totale globale: ). Alcuni modelli della sua orbita suggeriscono che il riscaldamento di Io possa variare nel tempo e che l'attuale irraggiamento di calore dal satellite non sia indicativo della media sul lungo periodo. Il calore osservato è maggiore di quello teorico stimato; questo suggerisce che Io stia attualmente dissipando la grande energia accumulata durante un periodo passato di maggiore stress gravitazionale..

Composizione

Lo studio delle immagini della Voyager ha portato gli scienziati a ritenere che i flussi di lava su Io siano composti prevalentemente da zolfo fuso. La colorazione di questi flussi è infatti simile alle varie forme allotropiche di questo elemento. Le differenze nel colore e nella luminosità sono in funzione della temperatura dello zolfo poliatomico e dei legami che tengono uniti i suoi atomi. Un'analisi del flusso proveniente dalla Ra Patera ha rivelato materiali variamente colorati, tutti associati allo zolfo liquido, a distanze diverse dal punto di fuoriuscita: i materiali scuri con un'albedo più bassa si trovavano vicino al cratere e con temperature di 252 °C, i materiali rossi nella parte centrale del flusso a 177 °C e i materiali arancioni nella parte terminale a 152 °C. Questo schema nella colorazione è tipico della lava che esce da un cratere centrale e che si raffredda man mano che si allontana. Inoltre le misure effettuate con lo strumento chiamato Infrared Interferometer Spectrometer and Radiometer (IRIS) dalla Voyager 1 delle emissioni termiche della Locki Patera erano coerenti con il vulcanismo sulfureo. Comunque lo strumento IRIS non era in grado di captare quelle lunghezze d'onda che sono indicative delle temperature più alte. Questo significa che le temperature tipiche del vulcanismo silicato non furono scoperte dalla Voyager. Ciò nonostante, gli scienziati della Voyager hanno dedotto che i silicati svolgono un ruolo importante nel caratterizzare l'aspetto di Io, a causa dell'alta densità della luna e del fatto che occorrono dei silicati per supportare i ripidi pendii lungo i bordi delle paterae. Queste contraddizioni tra le evidenze strutturali e i dati provenienti dalle misurazioni spettrografiche della Voyager hanno alimentato il dibattito nella comunità scientifica riguardo alla presenza di materiali silicatici o sulfurei nella lava di Io.