miniatura|Dues plomes en erupció a la superfície d'Io El vulcanisme a Io, un satèl·lit de Júpiter, crea fluxos de lava, pous volcànics i plomalls de sofre i diòxid de sofre que fan centenars de quilòmetres d'alçada. Aquesta activitat volcànica fou descoberta el 1979 per científics treballant en les imatges de la Voyager 1. Les observacions d'Io per sondes que passaven (les Voyager), Galileo, Cassini i New Horizons, així com astrònoms de la Terra, han revelat més de 150 volcans actius. Basant-se en aquestes observacions, es prediu que existeixen fins a 400 volcans d'aquest tipus. El vulcanisme d'Io converteix el satèl·lit en un dels únics quatre cossos volcànicament actius coneguts del sistema solar (els altres són la Terra, el satèl·lit Encèlad de Saturn i el satèl·lit Tritó de Neptú).
La font de calor d'Io prové de l'efecte conegut com l'escalfament per marea. La variació de la força d'atracció de Júpiter deguda a l'excentricitat de l'òrbita d'Io i a la rotació sobre el seu propi eix generen intenses friccions a l'interior del satèl·lit. Aquest efecte va ser predit poc temps abans del sobrevol de la Voyager 1. L'escalfament, producte de la força de marea, es dissipa a través de la seva escorça, i difereix de la calor geotèrmica interna que posseeix la Terra, que prové del decaïment radioactiu. La lleugera diferència en l'atracció gravitatòria de Júpiter fa que Io sofreixi una inflor a causa de la força de marea que varia en passar del punt més proper al més llunyà de la seva òrbita. Aquesta variació que modifica la forma d'Io causa l'escalfament intern per fricció. Sense aquest escalfament de marea, Io seria similar a la Lluna de la Terra, geològicament mort i cobert de cràters pels impactes d'asteroides, ja que són cossos de grandària i massa similars.
L'activitat volcànica d'Io ha produït la formació de centenars de centres volcànics i extenses formacions de lava, fent d'aquest satèl·lit el cos celeste volcànicament més actiu del sistema solar. Existeixen tres tipus diferents d'erupcions volcàniques identificades, diferint en durada, intensitat, radi d'efusió, i en si l'erupció es produeix dins d'una «fossa volcànica», en aquest cas aquest tipus particular de formació es denomina patera. La lava, composta principalment per basalt, flueix en Io per desenes o inclusivament centenars de quilòmetres, i és similar a la dels escuts volcànics del planeta Terra, així com el Kilauea a Hawaii. Si bé la major part de la lava d'Io és basàltica, també s'hi han detectat alguns fluxos composts per sofre i diòxid de sofre. A més, les temperatures d'algunes erupcions han assolit els 1.600 K (1.300 °C), la qual cosa indica que es tracta d'erupcions de lava de silicat ultramàfiques, a molt alta temperatura.
Com a resultat de la presència de quantitats significatives de materials sulfurosos en la superfície d'Io, algunes erupcions expulsen a l'espai sofre, diòxid de sofre i material piroclàstic a més de 500 km, produint enormes plomes volcàniques en forma de paraigua. Aquests materials tenyeixen els voltants de l'erupció d'un color vermellós, negre i blanc, i proporcionen material per a la irregular atmosfera d'Io i la gegantesca magnetosfera de Júpiter. Les naus espacials que a partir de l'any 1979 han fotografiat Io han detectat nombrosos canvis en la seva superfície com a resultat de la seva activitat volcànica.
Descobriment miniatura|Imatge del descobriment de l'activitat volcànica a Io, presa el 1979 Abans que la sonda Voyager 1 passés sobre Io el 5 de març de 1979, es creia que era un satèl·lit geològicament mort com la Lluna terrestre. El descobriment d'un núvol de sodi que envoltava a Io va conduir a la teoria que podria estar cobert per evaporites. Aquesta i altres conclusions provenien de les observacions en infraroig des dels observatoris terrestres en la dècada de 1970.
Aprofitant que Io passava just sota l'ombra de Júpiter, es van dur a terme observacions en infraroig amb una longitud d'ona de 10 μm, descobrint-se que Io posseeix un flux tèrmic anormalment alt en comparació dels altres satèl·lits galileans. Aleshores, aquest fenomen va ser atribuït a una inèrcia tèrmica superior a la d'Europa i Ganimedes, però posteriorment aquestes conclusions van ser descartades quan es van fer mesuraments amb una longitud d'ona de 20 μm, les quals suggerien que Io tenia una superfície amb propietats similars a les dels altres satèl·lits galileans. Des de llavors s'ha determinat que la gran radiació tèrmica que Io emet en longituds d'ona curtes es deu a la combinació de la seva activitat volcànica i de l'escalfament solar en la superfície del satèl·lit, mentre que en longituds d'ona llargues aquest escalfament a causa del Sol contribueix en major mesura que l'activitat volcànica en la radiació emesa.
El 20 de febrer de 1978 va ser detectat un fort increment en el flux tèrmic a una longitud d'ona de 5 μm sobre la superfície d'Io. Una de les possibles explicacions que van considerar els científics que ho van descobrir va ser que podria tractar-se d'una forta activitat volcànica, en aquest cas les dades s'ajustaven per a una àrea d'uns 8.000 km² sobre la superfície d'Io, amb una temperatura de 600 K (uns 300 °C). No obstant això, els autors van considerar que aquesta hipòtesi era poc probable, i en el seu lloc es van centrar en la idea que les emissions d'Io provenien de la seva interacció amb la magnetosfera de Júpiter.
Poc abans que la Voyager 1 es trobés amb Io, Stan Peale, Patrick Cassen i R. T. Reynolds van publicar un article a la revista Science predient una superfície modificada per l'activitat volcànica i un interior amb capes diferenciades, en lloc de l'interior homogeni que es creia en aquells dies. Els científics van desenvolupar el seu model de l'interior d'Io tenint en compte l'enorme quantitat de calor produïda pels efectes de marea que Júpiter produeix sobre Io a causa de l'òrbita lleugerament excèntrica del satèl·lit. Els seus càlculs van suggerir que la quantitat de calor generada per un model d'Io amb un interior homogeni seria tres vegades superior a la quantitat de calor produïda solament pel decaïment radioactiu, i que aquest efecte seria encara major si l'interior d'Io estigués format per capes diferenciades.
miniatura|esquerra|Imatge de Loki Patera capturada per la Voyager 1, on s'observen diversos fluxos de lava i altres pous volcànics propers. Les primeres imatges de la superfície d'Io preses per la Voyager 1 van revelar l'absència de cràters causats per l'impacte de cossos menors, la qual cosa suggereix que la seva superfície és molt recent i ha estat renovada. Els cràters d'impacte són comunament utilitzats pels geòlegs per determinar l'edat de la superfície dels cossos rocosos del sistema solar; a major quantitat de cràters li correspon generalment una major antiguitat. En el seu lloc, la Voyager 1 va fotografiar una superfície multicolor, repleta de taques amb depressions de formes irregulars, però que mancaven de les típiques vores elevades produïts pels cràters d'impacte. La sonda també va observar trets característics de fluxos formats per líquids de molt baixa viscositat, així com grans muntanyes aïllades que no s'assemblen als volcans terrestres. Les fotografies d'Io suggerien que, tal com van predir Peale et al., la seva superfície va ser intensament modificada a causa de l'activitat volcànica.
El 8 de març de 1979, tres dies després de sobrevolar Júpiter, la Voyager 1 va prendre imatges dels satèl·lits de Júpiter per ajudar els controladors de la missió a determinar la ubicació exacta de la nau espacial, un procés anomenat «navegació òptica». Mentre processaven les imatges d'Io per millorar la visibilitat del fons de les estrelles, l'enginyera de navegació Linda A. Morabito va detectar una emanació d'uns 300 km d'altura projectant-se des de la seva superfície. Al principi, la científica va suposar que aquell núvol es tractava d'un satèl·lit situat darrere d'Io, encara que se sabia que no podia haver-hi cap cos d'aquesta grandària en els voltants d'aquest sector de l'espai. Posteriorment es va determinar que aquella nebulositat era una ploma generada per una erupció volcànica en una fosca depressió, volcà que posteriorment es va denominar Pele. A partir d'aquest descobriment es van descobrir set plomes més en les primeres imatges obtingudes per la sonda. També es van detectar diferents fonts d'emissió tèrmica, producte de rius de lava en procés de refredament. Quatre mesos després, la nau espacial Voyager 2 va prendre noves fotografies de la superfície d'Io que, en comparar-les amb les primeres imatges de la Voyager 1, van revelar notables canvis sobre la seva superfície, incloent nous dipòsits de material a Aten Patera i en el volcà Surt.
Font de calor La font principal de calor interna d'Io prové de l'acceleració de marea que sofreix a causa de l'enorme atracció gravitacional que exerceix Júpiter. Aquesta font de calor difereix de la font de calor interna de l'activitat volcànica terrestre, que és producte del decaïment radioactiu dels isòtops i de la calor residual provocada per l'acreció que va sofrir el planeta. Aquestes fonts de calor són les que a la Terra causen convecció en el mantell terrestre, la qual produeix periòdicament erupcions volcàniques al llarg de les falles situades en els límits de les diferents plaques tectòniques.
L'escalfament de marea d'Io depèn de la distància entre aquest i Júpiter, de l'excentricitat de la seva òrbita, de la seva composició interna i de les seves característiques físiques. A més, la denominada ressonància de Laplace, que provoca que els satèl·lits galileans posseeixin una relació simple entre les seves períodes orbitals, manté l'excentricitat de l'òrbita d'Io (prevé que la seva òrbita es torni circular). L'excentricitat de la seva òrbita produeix que les marees originin diferències en la inflor de fins a 100 m, ja que l'atracció gravitatòria a la qual està sotmès varia lleugerament entre l'apoàpside (punt de la seva òrbita més allunyat de Júpiter) i la periàpside (més proper) de la seva òrbita. Aquesta variació en l'atracció de marea produeix la suficient fricció a l'interior d'Io com per causar un escalfament i fins i tot una fosa significativa.
A diferència de la Terra, on la major part de la calor interna és dissipat a través de l'escorça terrestre, a Io la calor interna és alliberada a través d'esquerdes en la seva escorça produint una gran activitat volcànica i generant així enormes emanacions tèrmiques, amb una emissió global de calor de l'ordre d'entre 0,6 i 1,6 × 10¹⁴ W. Els models de la seva òrbita suggereixen que la quantitat d'escalfament de marea produït a l'interior d'Io va canviant amb el temps, i que el flux de calor actual no és representatiu de la mitjana a llarg termini. Les emanacions de calor observades provinents de l'interior d'Io són majors que les estimacions del produït per escalfament de marea, la qual cosa suggereix que Io s'està refredant després d'haver travessat un període d'activitat intensa.
Composició miniatura|Imatge de la Voyager 1 on es veuen fosses volcàniques i rius de lava a la rodalia de Ra Patera.