Io est le plus inétrieur des quatre satellites de Jupiter découverts par Galilée en 1610. Il circule sur une orbite dont le demi-grand axe est de 422 000 km, et mesure environ 3 636 kilomètres de diamètre, ce qui le rend légèrement plus grand que la Lune terrestre. Il a une forme irrégulière en raison des forces gravitationnelles qu'il subit de Jupiter et des autres satellites galiléens : il est quelque peu allongé le long de son plan équatorial, avec un rayon moyen de 1821 kilomètres.

Les sondes Voyager, à partir de 1979, puis la sonde Galileo dans les années 1990, ont montré sur toute sa surface les traces son activité volcanique et recueilli nombre d'autres d'informations sur la géologie et la composition d'Io, elles-mêmes complètées par la sonde la sonde  New Horizons, qui a effectué en 2007 un survol de Jupiter et de ses lunes, dont Io. Plusieurs missions spatiales doivent atteindre le système jovien dans les prochaines années, notamment la mission JUICE (Jupiter Icy Moons Explorer) de l'Agence spatiale européenne, lancée en avril 2023 et qui devraitateindre le région de Jupiter en 2031.

Les éruptions, pratiquement permanentes, peuvent projeter de la matière venue des profondeurs de la planète jusqu'à des altitudes de l'ordre de 300 km. Une partie des poussières ainsi projetées se trouvent même dispersées dans l'espace et forment un nuage tout autour de Jupiter, contribuant alors à la formation de ses anneaux.

A cause de sa petite taille, Io ne contient pas suffisamment de roches radioactives pour assurer sont réchauffement interne et expliquer son activité. L'origine de l'échauffement serait plutôt à attribuer à des frottements dus aux déformations incessantes du satellite sous l'effet de l'attraction combinée de Jupiter et des autres gros satellites - principalement Europe et Ganymède.

Io possède  une atmosphère ténue, épaisse d'une centaine de kilomètres, et composée principalement de dioxyde de soufre. Celle-ci est constamment renouvelée par l'activité volcanique. 

Le champ magnétique est faible. Il semble être généré par l'interaction d'Io avec le champ magnétique de Jupiter et par  les courants convectifs qui parcourent son noyau partiellement fondu.

La surface d'Io

Les panaches de gaz.
Les panaches d'Io sont des jets de gaz et de poussière qui sortent de l'évent d'un volcan et peuvent s'étendre sur des centaines de kilomètres dans l'espace. Ces panaches sont principalement composés de dioxyde de soufre et d'autres gaz volcaniques, tels que le dioxyde de carbone, le soufre moléculaire et le sulfure d'hydrogène.

Les coulées de lave.
Les coulées de lave sont des flux de roche en fusion qui se déversent de l'évent du volcan et peuvent se propager sur des dizaines ou des centaines de kilomètres à la surface d'Io et avoir une épaisseur de plusieurs mètres. Ces coulées sont principalement composées de silicates et de métaux tels que le fer et le magnésium. La lave sur Io a une température extrêmement élevée, atteignant souvent des températures supérieures à 1200°C. 
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Les paterae.
Io abrite également un certain nombre de paterae, qui sont de grandes dépressions à fond plat, formées par l'activité volcanique, dont les analogues sur la Terre portent le nom de caldeiras. Les paterae d'Io sont souvent entourées de dépôts de soufre. La patera la plus importante d'Io est celle de Loki, qui mesure plus de 200 kilomètres de diamètre et est considérée comme le plus grand lac de lave du Système solaire.

Ajoutons qu'il existe aussi des sommets d'origine volcanique plus petits, qui ressemblent à des volcans boucliers (volcans à faible pente). Ces sommets ne dépassent pas les 1000 à 2000 m d'altitude.

Formations tectoniques et plaines.
L'activité tectonique d'Io a la même origine que son activité volcanique : les forces de marée induites par Jupiter qui provoquent une flexion et une déformation constantes de la surface du satellite. 

Montagnes.
La formation de montagnes s'explique par le mouvement ascendant de la surface de la lune à la suite de contraintes tectoniques. Les altitudes moyennes tournent autour de 6000 m. Mais l'une des plus hautes montagnes d'Io, les Boösaule Montes s'élèvent à plus de 17 kilomètres. Souvent ces reliefs sont des plateaux à sommet plat et horizontal et plat, ou incliné, et à bords abrupts.

Plaines.
Les plaines d'Io peuvent s'étendre sur des centaines de kilomètres carrés. Ce sont des zones relativement plates, sont souvent couvertes de coulées de lave solidifiée et de cendres volcaniques. Certaines ont une texture lisse et plate, tandis que d'autres ont un aspect rugueux et déchiqueté. Elles sont souvent associées à des volcans boucliers, qui produisent des coulées de lave plutôt que des éruptions explosives. 

L'activité volcanique d'Io

Les éruptions exlosives libèrent de grandes quantités de gaz et de cendres dans l'atmosphère. Ces éruptions sont provoquées par la libération rapide de gaz provenant d'un magma riche en composés volatils, qui peut atteindre des pressions allant jusqu'à 100 mégapascals. Ces éruptions explosives sont à l'origine des panaches qui s'élèvent très haut au-dessus de la surface d'Io.

En plus du magma riche en silicates, les volcans d'Io peuvent également faire jaillir du magma riche en soufre et dioxyde de soufre. Ces éruptions ont tendance à être moins explosives que les éruptions riches en silicate, mais peuvent tout de même produire des quantités importantes de gaz et créer d'importants dépôts de soufre à la surface.
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Détails de la surface d'Io. Source : NASA / Mission Galileo.
Ci-dessous : Eruption volcanique sur Io (calderas de Tvashtar Catena),
vue par la sonde Galileo, le 25 novembre 1999.

Fréquence et distribution des éruptions.
L'activité volcanique d'Io est fortement concentrée dans quelques zones à sa surface, la majorité des éruptions se produisant dans quelques grands centres volcaniques. Le plus actif de ces centres est la dépression de Loki Patera, qui est en éruption continue depuis sa découverte dans les années 1970. D'autres centres volcaniques actifs sur Io sont : Pele, Tvashtar et Pillan Patera, qui ont tous connu plusieurs éruptions au cours des dernières décennies.

La fréquence des éruptions sur Io est difficile à estimer en raison des difficultés d'observation de la lune depuis la Terre. Cependant, les missions spatiales vers Io ont observé plusieurs éruptions par jour pendant les périodes d'activité maximale.

Structure interne

La densité d'Io est également unique par rapport aux autres satellites du Système solaire. La densité moyenne d'Io est de 3,53 g/cm³, ce qui en fait le plus dense des quatre satellites galiléens. Cette densité élevée est due à la composition de Io, qui contient une quantité importante d'éléments lourds tels que le fer et le magnésium.

Noyau et manteau.
On pense que le noyau métallique d'Io est partiellement fondu, et a un rayon d'environ 350 kilomètres. Le noyau est composé principalement de fer et de nickel, avec de plus petites quantités de soufre et d'autres éléments lourds. La température exacte du noyau d'Io est inconnue, mais on pense qu'elle est suffisamment chaude pour maintenir un certain degré de fluidité.

Autour du noyau se trouve un manteau rocheux, composé principalement de minéraux silicatés. L'épaisseur du manteau d'Io est estimée entre 500 et 700 kilomètres, ce qui le rend relativement mince. Cependant, malgré sa faible épaisseur, on pense que le manteau d'Io est très visqueux et capable de induire une activité géologique.

Processus géologiques et thermiques.
L'activité volcanique sur Io est principalement due à deux processus : le réchauffement par effet de  marées et la convection du manteau.

Le réchauffement par les effets de marées.
Le réchauffement par effet de  marées est causé par l'attraction gravitationnelle de Jupiter et des trois autres satellites galilléens. Ces forces font que le satellite est constamment fléchie et déformée, générant de la chaleur à l'intérieur.

On pense que la chaleur générée par le réchauffement par effet de marées est responsable de la fonte partielle du manteau d'Io, créant une source de magma pour les éruptions volcaniques. Au fur et à mesure que le manteau est chauffé, il devient moins dense et commence à remonter vers la surface. Ce matériau ascendant finit par atteindre la surface, où il éclate sous forme de coulées de lave ou de panaches volcaniques.

La convection du manteau.
La convection du manteau joue également un rôle dans l'activité volcanique d'Io en transportant la chaleur de l'intérieur vers la surface. La convection est le processus par lequel la chaleur est transférée dans un fluide par le mouvement de ce fluide. Dans le manteau d'Io, la chaleur est transférée par le mouvement d'un matériau chaud et moins dense vers la surface et d'un matériau plus froid et plus dense vers le noyau.

La convection du manteau à l'origine d'un certain nombre de processus géologiques sur Io, ytels que la formation de montagnes et de vallées.  Au fur et à mesure que la matière chaude monte vers la surface, elle fond et génère du magma qui peut éclater sous forme de coulées de lave ou d'éruptions explosives.  Ce processus peut aussi pousser la croûte sus-jacente, formant des montagnes. À l'inverse, lorsque le manteau s'enfonce vers le noyau, il peut créer des dépressions ou des vallées.